天文学导论-作业5¶

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测距方法¶

根据老师上课讲授的内容和我的搜索，测量距离的基本方法包括以下几种：

雷达测距
- 原理：通过发射电磁波并接收其反射回来的信号，利用电磁波的传播速度来测量目标距离。
- 优点：雷达测距可以提供非常精确的距离测量，适用于大气层内外的目标。
- 缺点：成本较高，设备复杂，且对小型或隐身目标的探测能力有限。
- 适用范围：太阳系 \(10^{-4}ly\)
三角视差法
- 原理：利用地球绕太阳公转的轨道作为基线，测量恒星相对于背景天体的视差角，通过三角关系计算恒星距离。
- 优点：直接测量，适用于较近的恒星。
- 缺点：对仪器精度要求高，难以测量远距离恒星，因为视差角太小。
- 适用范围：邻近恒星 \(10^2ly\)
分光视差法
- 原理：通过恒星光谱中某些谱线的强度之比推断恒星的元素组成和表面温度，估算恒星的绝对星等，再根据视星等计算距离。
- 优点：适用于远距离恒星，误差随距离增加相对较慢。
- 缺点：依赖于恒星的光谱特性和理论模型，可能存在理论误差。
- 适用范围：银河系 \(10^5ly\)
造父变星法
- 原理：利用造父变星的周期-光度关系，通过观测其亮度变化周期来计算真实亮度，再根据视亮度计算距离。
- 优点：适用于测量星系尺度上的距离。
- 缺点：需要已知造父变星的周期-光度关系，且只适用于造父变星。
- 适用范围：临近星系 \(10^7ly\)
塔利-费希尔关系
- 原理：通过测量星系的自转速度，可以确定其绝对星等，进而结合视星等计算出星系的距离。
- 优点：塔利-费希尔关系为测定漩涡星系的距离提供了一种有效的手段，尤其是对于那些距离较远，其他方法难以测量的星系。
- 缺点：不适用于没有明显自转现象的椭圆星系，且对星系的倾角和非正圆轨道引起的随机运动需要进行改正。
- 适用范围：星系团 \(10^{10}ly\)
哈勃定律
- 原理：哈勃定律是描述宇宙膨胀的一个基本定律，它表明来自遥远星系的光线红移与它们的距离成正比。
- 优点：可以用来估计遥远星系的距离，尤其是当其他方法不可用时。
- 缺点：哈勃定律是一个经验公式，而非理论公式，因此与观测结果普遍存在一定误差。哈勃常数的精确值难以确定，需要大量的观测和研究来精确测量。
- 适用范围：更远的空间

行星定义¶

根据老师上课讲到的内容，行星的定义为：

运行于环绕太阳（中心恒星）轨道。
质量足够大，靠自身引力达到流体静力学平衡，呈规则的球体。
能清除轨道附近其他天体。

冥王星由于不能清空其轨道附近的其他天体（比如妊神星，鸟神星，阋神星等），被列为矮行星。

系外行星探测方法¶

根据老师上课讲到的方法和我搜索到的结果，探测系外行星的方法主要有以下几种：

视向速度法（Radial Velocity Method）
- 优点：可以用于观察许多恒星，适用于临近，明亮的行星，测量精度高，对恒星本身性质没有要求。可获得行星质量，轨道周期和离心率，光谱等信息。
- 缺点：行星必须靠近观测者，对行星的质量和轨道倾角有一定的限制。
- 最佳情况：小型冷却恒星，大型行星。
掩星法（Transit Method）
- 优点：能够观察到大量恒星，有可能获得行星大气数据，是发现系外行星的主要方法之一。可获得行星半径, 周期等信息，与视向速度法结合，可知行星质量和密度。
- 缺点：存在较高的假阳性率，只能观察到与观测者视线相交的行星轨道。
- 最佳情况：大型行星，低噪声。
微引力透镜法（Gravitational Microlensing Method）
- 优点：能够探测到遥远的星体，大轨道半径的行星，有可能发现质量在水星到火星之间的小质量行星。
- 缺点：由于事件的偶然性，使用存在偶然性和不可重复性，对系外行星探测的准确性有较大的影响。
- 最佳情况：公转轨道离恒星较远的系外行星，以及离地球十分遥远的行星系统。
直接成像法（Direct Imaging Method）
- 优点：适用于正面朝向观测者的行星。能够直接获得行星的光度、温度、大气和轨道等信息，结合演化模型，可由其光度推断行星质量，年龄等。
- 缺点：需要光学热稳定性，且恒星的光晕可能会影响成像。
- 最佳情况：临近系统，年轻，远轨道周期的大尺寸气态巨行星。
脉冲星计时法（Timing Method）
- 优点：可以探测到远离观测者的小型行星，适用于多行星系统，精度高。
- 缺点：适用的恒星数量较少。
- 最佳情况：围绕脉冲星运行的行星。