天體距離地球動輒百萬光年，科學家是如何計算出質量和距離的？

天文學家常常告訴我們,某某顆恆星距離我們多少萬光年,質量又是太陽的多少倍。 那麼很多人會有所疑問,這些恆星距離我們如此之遙,天文學家是如何知道恆星的數據呢? 其實恆星雖然距離我們非常遙遠,但天文學家們卻發現了多種方法來揭示這些遙遠恆星的祕密。 如計算質量的方法就是開普勒第三定律。 假如一個行星系統是一個雙星系統,也就是擁有兩顆恆星, 那麼通過觀測雙星系統的軌道週期和半長軸,便可以解除恆星的質量之和。 如果能分別測量出兩顆恆星的軌道半徑,還可以進一步確定各自的質量。 不過開普勒第三定律只是用雙星系統,而如果是單星系統,那麼就需要分析恆星光譜。 所謂恆星光譜就是恆星表面光強度與光波長之間的關係圖譜。 光譜中包含着關於恆星各種特性的信息,光譜的形態決定了恆星的物理性質、化學成分。 因此恆星光譜類型的差異反映了恆星的性質。 天文學家在長期的觀測中發現,質量越大的恆星光度越強,同時溫度也越高。 也就是說通過恆星的光度就能大概地推測出恆星的質量。 目前我們最常用的恆星光譜分類系統,是美國哈佛大學天文臺在19世紀末提出的哈佛系統。 哈佛系統將恆星光譜分爲O、B、A、F、G、K、M等類型。 如O型光譜恆星,溫度在3萬到6萬K,顏色呈現出藍色,質量大約是太陽質量的20到260倍以上。 B型光譜恆星,溫度在1萬到3萬K,顏色呈現出藍白色, 質量是太陽質量的3.2到19倍。 A型光譜恆星,溫度在7500到1萬K,顏色呈現出白色,質量是太陽質量的1.8到3.1倍。 F型光譜恆星,溫度在6000至7500K,顏色呈現出淡黃白色,質量是太陽質量的1.2到1.7倍。 G型光譜恆星,溫度在5000至6000K,顏色呈現出黃色,質量是太陽質量的0.9到1.1倍。 K型光譜恆星,溫度在3500至5000K,顏色呈現出橙色,質量是太陽質量的0.8到0.5倍。 M型光譜恆星,溫度低於3500K,顏色呈現出紅色,質量一般在太陽質量的0.5倍以下。 通過恆星光譜類型,我們可以得知太陽是一顆G型恆星,所以太陽也常常被稱爲是黃矮星。 通過對恆星光譜的分析,不僅能夠知道質量,還能知道恆星的壽命。 根據天文學家的研究發現,恆星的壽命與質量成反比關係,也就是說質量越大的恆星壽命越短,質量越小的恆星壽命越長。 我們知道恆星的發光原理是內部的核聚變反應,由於小質量恆星的內部溫度和壓強較小,核反應會相對溫和。 而大質量恆星內部的溫度和壓強較大,使得核反應劇烈,在劇烈的核反應中燃料就會消耗過快。 因此大質量恆星壽命都非常短暫,如蘭特超巨星的壽命只有短短的幾百萬年左右,而紅矮星的壽命可達上千億年。 由此通過分析恆星光譜,就能夠確定恆星的剩餘壽命。 那麼說完恆星的質量,恆星的距離又是如何得知的呢? 雖然這些天體距離我們非常遙遠,但我們仍可以通過很多方法得出它們之間的距離。 第一種是三角視差法,三角視差法一般用於測量距離地球一百光年之內的恆星,並且需要用到地球公轉軌道來作爲基線。 因爲地球圍繞太陽公轉會形成一個圓形軌道,而我們在一月份和七月份期間記錄一顆恆星的所在位置,那麼將兩次觀測到的恆星位置變化得出視差角,就可以計算出恆星的距離。 第二種是造父變星,造父變星是宇宙中一種奇特的恆星,亮度光度變化具有周期性,它會在一定的時間內變亮,然後變暗,再變亮。 這個週期我們稱之爲光變週期,並且它的光變週期越長,其光度就越大,而天文學家通過光變週期來估算出造父變星的絕對星等和視星等,然後就可以計算出距離。 第三個是哈勃紅移法,在上個世紀的二十年代,一位來自美國的天文學家艾德文·哈勃在觀測遙遠的天體時發現了一個現象,那就是大部分星系都存在紅移現象,所謂紅移現象是一個天體遠離我們時,光的波長變長,光譜的顏色會向紅色端移動,反之靠近我們。 光的波長變短,光譜的顏色會向藍色端移動,也就是藍移現象,由此當時哈勃得出大部分星系都在遠離我們,並且還發現離我們越遠的星系退行速度越快,這意味着我們只要測出星系的紅移值再得出退行速度,就可以知道該星系距離我們有多遠。 因此當天文學家告訴我們,某某天體距離地球多少光年,質量有多大,並非是瞎猜,而是通過各種方法計算得出來的,雖然這些方法存在着一定的誤差,但是隨着科學技術的不斷進步,相信未來將會更加的精準。