关于天文的基础知识 5

关于天文的基础知识 5 关于天文的基础知识(5)2010-12-04 22:45【双星和聚星】 双星 我们如果用望远镜观测星空，常常可以看到一些恒星两两成双靠在一起。当然，这其中很多只是透视的结果，实际上两颗星相距很远，只是都在一个视线方向上罢了。可是，天文学家发现，其中占不少比例，两颗星之间有力学上的联系，相互环绕转动。这样的两颗恒星，就称为双星。 组成双星的两颗恒星都称为双星的子星。其中较亮的一颗，称为主星;较暗的一颗，称为伴星。主星和伴星亮度有的相差不大，有的相差很大。 有许多双星，相互之间距离很近，即使用现代最大的望远镜，也不能把它们的两颗子星区分开。但是，天文学家用分光方法得到的光谱，可以发现它们是两颗恒星组成的。这样的双星，称为分光双星。于是，上面说的可以用望远镜把两颗子星分辨开来的双星，相应地就称为目视双星。 有的双星在相互绕转时，会发生类似日食的现象，从而使这类双星的亮度周期性地变化。这样的双星称为食双星或食变星。食双星一般都是分光双星。还有的双星，不但相互之间距离很近，而且有物质从一颗子星流向另一颗子星，这样的双星称为密近双星。有的密近双星，物质流动时会发出X射线，称为X射线双星。 在银河系中，双星的数量非常多，估计不少于单星。研究双星，不但对于了解恒星形成和演化过程的多样性有重要的意义，而且对于了解银河系的形成和演化，也是一个不可缺少的方面。 聚星 三颗到六、七颗恒星在引力作用下聚集在一起，这样组成的恒星系统称为聚星。由三颗恒星组成的系统又可称为三合星，四颗恒星组成的系统称为四合星，如此类推。 大熊星座中的开阳星，是一颗有名的聚星。首先，它是一颗肉眼可以分辨开的目视双星。主星大熊星座z星是2等星;伴星大熊星座80号星中名辅星，是4等星，离开大熊星座z星11角分(1角分是圆周上1度的60分之一)。多年观测 表 关于同志近三年现实表现材料材料类招标技术评分表图表与交易pdf视力表打印pdf用图表说话 pdf 明了这两颗恒星之间有力学联系。用望远镜观测大熊星座z星，可以发现它本身就是一颗目视双星，两子星相距14角秒(1角秒是1角分的60分之一)，主星大熊星座z 1星2.4等，伴星大熊星座z 2星4.0等。大熊星座z 1星又是最早被发现的分光双星。大熊星座z 1星的伴星绕主星转动的周期是20.5天，离开主星的距离只有地球到太阳距离的三分之一左右。后来，又发现大熊星座z 2星和大熊星座80号星也都是是分光双星。所以，这颗聚星是六合星。 【变星】 变星 有不少恒星，亮度会随时间变化，它们被称为变星。 变星光变的原因，一种是双星的两颗子星相互掩食，称为食变星(即食双星)。 食变星的一个最有名的例子是英仙星座的大陵五星。它的光变在300多年前已经被发现。它离开我们106光年，光变周期等于2.9天。食变星的光变周期，也就是伴星绕主星转动的轨道周期。 在更多的情况下，变星的光变是出于内在原因，称为内因变星。内因变星，又可按光变的性质分为脉动变星和新星、超新星等。 脉动变星 脉动变星使星体程度不同地发生有节奏的大规模运动的恒星。这种运动最简单的形式是半径周期性地增大和缩小。在半径变化的同时，光度、温度等也随之发生变化。 脉动变星有很多类型，最典型的一类是造父变星，其代表是仙王星座中的造父一星。这颗变星的光变周期是5.4天，最亮时亮度为3.6等，最暗时亮度为4.3等。 新星 新星是亮度在短时间内(几小时至几天)突然剧增，然后缓慢减弱的一类变星，星等增加的幅度多数在9等到14等之间。由于新星在发亮之前一般都很暗，甚至用大望远镜也看不到，而一旦发亮后，有的用肉眼就能看到，因此在历史 新星"。 上被称为" 实际上，新星不是新产生的恒星。现在一般认为，新星产生在双星系统中。这个双星系统中的一颗子星是体积很小、密度很大的矮星(可以认为是白矮星)，另一颗则是巨星两颗子星相距很近，巨星的物质受到白矮星的吸引，向白矮星流去。这些物质的主要成分是氢。落进白矮星的氢使得白矮星"死灰复燃"，在其外层发生核反应，从而使白矮星外层爆发，成为新星。 新星爆发以后，所产生的气壳被抛出。气壳不断膨胀，半径增大，密度减弱，最后消散在恒星际空间中。随着气壳的膨胀和消散，新星的亮度也就缓慢减弱了下去。 超新星 超新星是爆发规模更大的变星，亮度的增幅为新星的数百至数千倍(相当于再增加6至9个星等)，抛出的气壳速度可超过1万千米。超新星是恒星所能经历的规模最大的灾难性爆发。 超新星爆发的形式有两种。一种是质量与太阳差不多的恒星，是双星系统的成员，并且是一颗白矮星(参看死亡的恒星)。这类爆发与新星的差别是核反应发生在核心，整个星体炸毁，变成气体扩散到恒星际空间。 还有一种超新星，原来的质量比太阳大很多倍，不一定是双星系统成员。这类大质量恒星在核反应的最后阶段会发生灾难性的爆发，大部分物质成气壳抛出，但中心附近的物质留下来，变成一颗中子星。 【星团】 星团是由于物理上的原因聚集在一起并受引力作用束缚的一群恒星，其成员星的空间密度显著高于周围的星场。星团按形态和成员星的数量等特征分为两类:疏散星团和球状星团。 星团的命名，一般采用相应的星表中的号码。最常用的是梅西耶星表，简写为"M"。它只包括了较亮的星团。较完全的是"NGC"星表，有时还用"IC"星表。这些星表中不仅仅包括星团，还有星云和星系。 球状星团 球状星团呈球星或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的恒星集团。这类星团包含1万到1000万颗恒星，成员星的平均质量比太阳略小。用望远镜观测，在星团的中央恒星非常密集，不能将它们分开。 在银河系中已发现的球状星团有150多个。它们在空间上的分布颇为奇特，其中有三分之一就在人马星座附近仅占全天空面积百分之几的范围内。天文学家最初正是根据这个现象领悟到太阳离开银河系中心相当远，而银河系的中心就在人马星座方向。跟疏散星团不同，球状星团并不向银道面集中，而是向银河系中心集中。它们离开银河系中心的距离极大多数在6万光年以内，只有很少数分布在更远的地方。球状星团的光度大，在很远的地方也能看到，而且被浓密的星际尘埃云遮掩的可能性不大，因此未发现的球状星团数量大致不超过100个，总数比疏散星团少得多。 球状星团的直径在15至300多光年范围内，成员星平均空间密度比太阳附近恒星空间密度约大50倍，中心密度则大1000倍左右。球状星团中没有年轻恒星，成员星的年龄一般都在100亿年以上，并据推测和观测结果，有较多死亡的恒星。 疏散星团 疏散星团形态不规则，包含几十至二、三千颗恒星，成员星分布得较松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就可以看见，如金牛星座中的昴星团(M45)和毕星团、巨蟹星座中的鬼星团(M44)等等。 在银河系中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1万光年以内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的银河背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河系中疏散星团的总数有1万到10万个。 疏散星团的直径大多数在3至30多光年范围内。有些疏散星团很年轻，与星云在一起(例如昴星团)，甚至有的还在形成恒星。 【星际介质和星云】 星际介质又称星际物质,是指恒星际空间中存在的各种物质,有种类繁多的原子、分子和尘埃。 星云也属于星际物质。其实它们也是由这些物质组成，不过是物质密度较大的团块而已。 现已确认，恒星就是在一些物质密度较大的分子云中产生的。有些分子云至今还在形成新的恒星。通常，质量非常大而浓密的分子云，会碎裂成一些较小的团块。这些团块的大小约等于恒星直径的几百万倍。这个云团因为来自内部物质的引力作用，开始迅速收缩，就如一幢高楼大厦在顷刻之间坍塌。在大约几十万年之后，在云团中心形成了一个高温、高压、高密度的气体球，并在其核心触发了由四个氢原子核聚变成一个氦原子核的反应，释放出大量的热和光，成为恒星。 行星状星云 行星状星云呈圆形、扁圆形或环形，有些与大行星很相像，因而得名。这类星云与弥漫星云在性质上完全不同，它们是如太阳差不多质量的恒星演化到晚期，核反应停止后，走向死亡时的产物。这类星云的体积在膨胀之中，最后趋于消散。在行星状星云的中央，都有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星。这是正在演化成白矮星的恒星。 弥漫星云 弥漫星云是星际介质集中在一颗或几颗亮星周围而造成的亮星云，这些亮星都是形成不久的年青恒星。弥漫星云呈现为不规则的形状，犹如天空中的云彩，但是它们一般都得使用望远镜才能观测到，很多只有用天体照相机作长时间曝光才能显示出它们的美貌。 超新星遗迹 超新星遗迹也是一类与弥漫星云性质完全不同的星云，它们是超新星爆发后抛出的气体形成的。与行星状星云一样，这类星云的体积也在膨胀之中，最后也趋于消散。 最有名超新星遗迹是金牛星座中的蟹状星云。它是由一颗在1054年爆发的银河系内的超新星留下的遗迹。在这个星云中央已发现有一颗中子星，但中子星体积非常小，用光学望远镜不能看到。它是因为它有脉冲式的因为无线电波辐射而发现的，并在理论上确定为中子星。 暗星云 明亮的弥漫星云之所以明亮，是因为有一颗或几颗亮星的照耀。如果气体尘埃星云附近没有亮星，则星云将是黑暗的，即为暗星云。 暗星云由于它既不发光，也没有光供它反射，但是将吸收和散射来自它后面的光线，因此可以在恒星密集的银河中以及明亮的弥漫星云的衬托下发现。