19.4: H-R 和宇宙距离
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在本节结束时，您将能够：
- 了解如何使用光谱类型来估算恒星亮度
- 看看当今天文学家是如何使用这些技术的
变星不是我们估计恒星亮度的唯一方法。 另一种方法涉及H—R图，该图表明，如果我们知道恒星的光谱类型，就可以估算出恒星的固有亮度。
与光谱类型的距离
尽管这些恒星在距离测量方面令人满意且富有成效，但这些恒星很少见，在我们想要测量距离的所有物体附近都找不到。 例如，假设我们需要与一颗不变的恒星的距离，或者到一组恒星的距离，这些恒星都不是变量。 在这种情况下，事实证明 H—R 图可以帮助我们。
如果我们能观察到一颗恒星的光谱，我们就可以根据我们对H—R图的理解来估计它的距离。 正如《分析星光》中所讨论的那样，对恒星光谱的详细检查使天文学家能够将恒星分为表示表面温度的光谱类型之一。 （类型为 O、B、A、F、G、K、M、L、T 和 Y；每种子组均可分为带编号的子组。） 但是，总的来说，光谱类型不足以让我们估计亮度。 再看第 18.4 节\(18.4.1\)中的图。 G2 恒星可能是亮度为 1 L 太阳的主序列恒星，也可能是亮度为 100 L 太阳的巨星，甚至可能是亮度更高的超级巨星。
但是，我们可以从恒星的光谱中学到更多的东西，而不仅仅是它的温度。 例如，请记住，我们可以从光谱的细节中检测恒星的压力差。 这些知识非常有用，因为巨星比主序列恒星大（压力也更低），而超级巨星仍然比巨星大。 如果我们详细观察一颗恒星的光谱，我们就能确定它是主序列恒星、巨星还是超级巨星。
从最简单的例子开始，假设遥远的 G2 恒星的光谱、颜色和其他属性与太阳的光谱、颜色和其他属性完全匹配。 然后可以合理地得出结论，这颗遥远的恒星很可能像太阳一样是一颗主序列恒星，其亮度与太阳相同。 但是，如果太阳光谱和遥远恒星的光谱之间存在细微的差异，那么遥远的恒星可能是巨星甚至是超级巨星。
使用最广泛的恒星分类系统将给定光谱等级的恒星分为六个类别，称为亮度等级。 这些亮度等级由罗马数字表示，如下所示：
- Ia：最亮的超级巨星
- Ib：发光度较低的超级巨星
- 二：光明巨人
- 三：巨人队
- IV：Subgiants（介于巨星和主序列恒星之间）
- V: 主序列星星
恒星的完整光谱规格包括其亮度等级。 例如，光谱等级为 F3 的主序列恒星写成 F3 V。M2 巨星的规格是 M2 III。 该图\(\PageIndex{1}\)说明了不同亮度等级的恒星在 H—R 图上的大致位置。 直线的虚线部分表示星星很少或没有星星的区域。
由于其光谱和亮度等级均已知，因此恒星在 H—R 图上的位置是唯一确定的。 由于该图绘制了亮度与温度的关系，这意味着我们现在可以读取恒星的亮度（一旦它的光谱帮助我们将其放在图表上）。 和以前一样，如果我们知道恒星到底有多亮，看看它看起来有多暗，那么差异就能让我们计算出它的距离。 （出于历史原因，天文学家有时称这种距离确定方法为光谱视差，尽管这种方法与视差无关。）
H—R 图方法允许天文学家估计与附近恒星以及银河系中一些最遥远恒星的距离，但它以视差测量为基础。 使用视差测量的距离是距离的黄金标准：它们不依赖假设，只依赖几何。 一旦天文学家拍摄了附近恒星的光谱，我们也知道其视差，我们就会知道与该光谱类型相对应的亮度。 因此，附近的恒星可以作为更远恒星的基准，因为我们可以假设两颗具有相同光谱的恒星具有相同的固有亮度。
关于现实世界的几句话
像我们这样的入门教科书努力以简单明了的方式呈现材料。 这样做有时会使科学技术显得过于干净和无痛，从而对学生造成伤害。 在现实世界中，我们刚才描述的技术变得既混乱又困难，常常让天文学家头疼，持续很长时间。
例如，我们所描述的关系，例如某些变星的周期亮度关系，在图表上并不完全是直线。 代表许多恒星的点在绘制时会广泛散射，因此，从它们得出的距离也有一定的内在散射或不确定性。
因此，我们使用前面讨论的方法测量的距离只能精确到一定误差百分比之内——有时是10％，有时是25％，有时高达50％或更多。 一颗估计距离10,000光年的恒星的误差为25％，这意味着它的距离可能在7500到12,500光年之间。 如果你要将燃料装入太空飞船去恒星旅行，这将是一个不可接受的不确定性，但是如果你是一名被困在地球上的天文学家，这并不是一个坏数字。
构建 H—R 图也不像你起初想象的那么容易。 为了绘制出好的图表，需要测量许多恒星的特征和距离，这可能是一项耗时的任务。 由于我们自己的太阳邻域已经很好地绘制了地图，因此天文学家为了增进我们的知识而最想研究的恒星很可能很遥远而且很微弱。 可能需要数小时的观测才能获得单个光谱。 在测量距离之前，观测者可能不得不在望远镜上待很多个晚上（在家里处理数据）。 幸运的是，这种情况正在改变，因为像盖亚这样的调查将研究数十亿颗恒星，生成所有天文学家都可以使用的公共数据集。
尽管存在这些困难，但我们一直在讨论的工具使我们能够测量各种距离 —— 最近的恒星的视差、RR Lyrae 变星；我们自己和附近星系中恒星团的 H—R 图；以及距离为 6000 万光年的 cepheids。 表\(\PageIndex{1}\)描述了每种方法的距离限制和重叠。
本章中描述的每种技术都建立在至少一种其他方法之上，形成了许多人所说的宇宙距离阶梯。 视差是所有恒星距离估算的基础，光谱学方法使用附近的恒星来校准它们的 H—R 图，而 RR Lyrae 和 cepheid 距离估计值以 H—R 图距离估计（甚至在对附近的 cepheid Delta Cephei 的视差测量中）为基础。
这一系列方法允许天文学家在寻找更远的恒星时突破极限。 例如，最近的研究利用 RR Lyrae 恒星来识别距离为 300,000 光年的暗淡同伴星系，距离我们自己的银河系。 H—R 图方法最近被用来识别银河系中最遥远的两颗恒星：红巨星在银河系的光环中流出，距离将近 100 万光年。
我们可以将找到的恒星距离与其成分、亮度和温度的测量值相结合，这些测量是使用分析星光和星星：天体普查中描述的技术得出的。 这些共同构成了我们追踪恒星从出生到死亡的演变所需的信息库，我们在接下来的章节中将讨论这个主题。
| 方法 | 距离范围 |
|---|---|
| 三角视差 | 盖亚任务完成后 4—30,000 光年 |
| RR Lyrae 明星 | 超过 300,000 光年 |
| H—R 图和光谱距离 | 超过 1200 万光年 |
| Cepheid 明星 | 超过 6,000,000 光年 |
摘要
温度相同但压力（和直径）不同的恒星的光谱略有不同。 因此，光谱分类可用于估计恒星的亮度等级及其温度。 因此，光谱可以让我们在 H—R 图上精确定位恒星的位置并确定其亮度。 加上恒星的表观亮度，这再次产生了它的距离。 各种距离方法可以用来将一种距离与另一种方法进行对比，从而形成一种距离梯子，使我们能够找到更远的距离。
词汇表
- 亮度等级
- 根据恒星在给定光谱等级中的亮度对恒星进行分类；例如，我们的太阳，G2V 恒星，亮度等级 V