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第九章 恒星的秘密

533 计算临近恒星的距离就像你眨眼睛一样简单。恒星间距离有多远呢?这是一个简单的问题,但看上去似乎是不可能回答的。毕竟你不能用卷尺去两处恒星间的距离。为了便于理解具体做法,我们来做个实验。举起你的食指,伸直胳膊让食指在你面前大概 1英尺处。用你的左眼和右眼交替去看它,从中你会发现你的食指在远处不动的背景中跳动。这种现象叫做视差。视差现象是由于你用左眼和右眼分别单独看食指时的视线方向有微小的不同。食指在背景中跳动的大小或者说是视差的大小是由食指到你的距离决定的。当你把食指靠近时,视差会增大;相反地,让食指远离,视差会减小。

534 天文学家把视差的概念延伸,并以此测量恒星的距离。用望远镜拍摄进出恒星在遥远天体背景中的照片。6 个月后,当地球公转到太阳另一侧时,在拍摄以此。对比两次的照片,可以看出较近的目标星在背景中的移动。目标离我们越近,移动的量也就越大。地球轨道两侧的距离比你两眼间的距离大得多了,这种方法可以用来测量许多恒星的距离。恒星间的距离太大了,所有恒星的视差都非常小。

535 即使是离得很近的恒星,视差也非常非常小。半人马座α是除太阳外距地球最近的恒星系统,它的视差是 0.76 角秒,大概只有满月直径的 0.004%。

536 天文学家在描述恒星距离时通常以光年为单位。你可以用英寸来度量纽约到巴黎的距离,但是用一个大一点的单位如英里似乎更实际。同样地恒星间距离是非常大的,以致英里也不再适用了。因而天文学家通常使用光年作为度量宇宙的标度。1 光年就是光走一年的距离,将近 6 万亿英里。许多肉眼可见的恒星于我们的距离在几十甚至数百光年。

537 秒差距也用来度量宇宙中的距离。除光年外,秒差距有时也用来作为宇宙中的长度单位。1 秒差距等于 3.26 光年或 20 万亿英里。

538 半人马座α包含了除太阳外距地球最近的恒星。它在南天的半人马座中,看起来是一颗星,实际上是三颗相互绕转的恒星。其中有两颗星于太阳很类似,另一颗是个较小的红色恒星。这些距太阳最近的恒星与我们也有 4.3光年,即大约 25 万亿英里。 (目前哪颗星离我们最近?是那颗最小的恒星,叫做半人马座αc,也叫半人马座 Proxima,意思是“半人马座中最近的星” 。 )

539 一些亮星离我们很近,还有一些离得很远。夜空中最明亮的恒星是大犬座的天狼星,它是距地球较近的一颗恒星,与我们距离 8.8光年。大犬座旁边的猎户座中也有两颗亮星,即 Betelgeuse 和 Rigel,与天狼星形成鲜明对比,Betelgeuse 的距离为 590 光年而 Rigel为 900 光年。这意味着从 Betelgeuse 进入你眼中的光离开它时,哥伦布还没发现美洲大陆,而 Rigel 的光发出时,欧洲刚刚脱离黑暗时代。在夏季星空中我们可以找到很明显的夏季大三角,它由牛郎星、织女星和天鹅α(中名:天津四)组成。织女星在距我们 27 光年处,牛郎星在 16光年远处,而天津四却又令人吃惊的 1600 光年的距离,我们看到的光早在罗马帝国覆灭之前就出发了。

540.天文学家用测量机来测量恒星间的视差。这种测量仪器由一块面积比较大的花岗岩板组成,在花岗岩板的中心有一个空洞。某一天区的图像成像在放置在空洞中的一块玻璃片上。当有光线穿过这块玻璃片时一张图像便在屏幕上形成。于是被测量视差的恒星(团)便成像于十字准丝处并被记录下来。 经过一段时间后就可以得到同一天区的多块感光板并同计算机的近似计算结果相比较。 测量机被放置在环境受一定控制的空间因为感光板和花岗岩板的膨胀和收缩会极大得影响观测。
通过这种方式已经有超过 6000 颗的恒星的距离得以测量。这些恒星中的大部分位于距地球几百光年的范围以内因为一旦超过这个范围, 恒星的视差将变得非常小从而无法用这种方式测量到。对于超过这个范围的恒星(在天文学家看来仍然是距地球很近的) ,需要利用其他的方法来测量。

541.天文学家采用星等来描述恒星的亮度。古希腊人依据他们肉眼观测到的恒星的亮度把恒星分等。最亮的恒星称作一等星,肉眼能观测到的最暗的星称作五等星,其它的星位于一等到五等之间。后来,当能准确测量亮度之间差别的灵敏观测仪器发明之后,人们发现某一特定星等的恒星的亮度是比它高一个星等的恒星的 2.5 倍。 同时也发现并不是那些被古希腊人分到同一等级的恒星便具有相同的亮度, 因此最亮的恒星应该被重新指定为零等星甚至是具有负数的星等。

542.用星等衡量恒星的亮度时,务必不要忘记恒星越亮星等越低。了解了这一点,除了能使你正确的理解星等外,或许还能让你对天文学家是如何思考的有一些认识。

543.今天,天文学家们相比古希腊人在两个方面都对星等的尺度进行了大的扩展。当天空中最亮的恒星-天狼星的亮度被准确测量出时,人们发现它比被古希腊人一同列入一等星的其它恒星的亮度要大得多。实际上,天狼星的亮度足以使它划入星等为-1.4 的恒星。一些行星有的时候看上去要比天狼星还要亮因此具有更低的星等。 金星的星等偶然情况下会达到-4.4 等,比天狼星还要高三个星等(或者说亮度是天狼星的 2.5*2.5*2.5 倍) 。作为比较,满月的星等是-12.7 等,太阳的星等是-26.7。随着望远镜的发明,比人类肉眼所能看到的暗得多的恒星相继被发现,因此星表中也出现了比五等星还要暗的天体。实际上,今天的巨型望远镜已经记录下来暗至+30 等的恒星和星系。

544.除了视星等外还有绝对星等的概念。显然,我们说太阳的亮度要比一些新发现的恒星 和星系大数百万倍,仅仅是指在我们(在地球上)看来这些不同的天体的亮度如何而不是它 们的真实亮度。考虑到这一点,天文学家用视星等来描述天体的视亮度的同时也用绝对星等 来描述天体本身的真实的亮度。 有一定的随意性, 我们把天体如果移到距地球 10pc(32.5L.Y) 的地方所具有的视星等成为天体的绝对星等。如果太阳被放在距地球 10pc 的地方,它的星 等会变为+4.84,这意味着它将几乎不能被肉眼观测到。作为对比,参宿七,位于猎户座右 手偏下位置的那颗星,绝对星等为-8.1。在距我们 900 光年的距离处,它是天空中最亮的恒星之一,但若放在距我们 32.5 光年处,它将变得即使在白天的大部分时间内也可以被观测到。

545.一般来讲,一颗特定的恒星距离我们越近,它看起来越亮。
就像我们离路灯越近它看起来越亮一样,恒星也是如此。但具体是怎样变化的呢?你或许认为如果有两颗完全相同的恒星其中一颗甲到我们的距离是另一颗恒星乙的两倍,那么甲的亮度看起来会是乙的一半。而实际情况是,甲的视亮度是乙的 1/4。如果甲到我们的距离是乙的三倍,那么它的视亮度会变为乙的 1/9。科学家们称这种关系为平方反比定律因为随着一个变量的增加(在这指恒星的距离)另一个变量是不是正比于距离下降而是正比于距离的平方下降。距离变为两倍,亮度就变为 1/4。距离变为四倍,亮度就变为 1/16,依此类推。

546.通常情况下,恒星的温度越高看起来越亮。恒星的温度越高,从每平方米辐射出来的能量就越多。因此,在其它条件等同的情况下,恒星越热,它的温度就越高。

547.其它条件等同,恒星的体积越大,亮度越高。恒星发光是因为有能量从它的表面辐射到外层空间。如果两颗恒星具有相同的颜色,那么它们的温度也相同,因此每秒钟从它们表面每平方公里都辐射出相同的能量。但是如果其中一颗比另一颗体积大,那么它也具有相对较大的表面积,这意味着他有更大的表面积来辐射能量。综上,如果两颗具有相同温度的但大小不一的恒星到我们的距离相同,那么体积大的那颗将会看起来更亮一些。

548.并不是所有明亮的恒星离地球的距离都比较小。天空中最明亮的恒星-天狼星,会出现在冬季星空的南方。它属于离我们 8.8 光年的大犬座的一员,是距地球较近的恒星之一。天狼星仅比太阳大一点但却呈现出我们所看到的那样高的亮度, 这是因为天狼星的温度较高同时又离地球较近的的缘故。一颗与太阳具有相同亮度的恒星如果放在天狼星的位置,仅仅会呈现出天空中一颗非常普通的恒星的亮度。天狼星附近(指在天球上) ,在猎户星座有两颗同天狼星亮度相当的恒星。它们离我们的距离要比天狼星远得多,但是却呈现出相近的视亮度这是因为这两颗星都是巨星因此具有更大的表面积来向外层空间辐射能量。

549.恒星的视星等还受介于我们和恒星之间的空间的“洁净”程度的影响。大部分人会把外层空间想象成为绝对真空的,即认为除了行星,月亮还有恒星,其它就什么都没有了,是这样吗?实际上不是的。在恒星之间也存在着物质-气体以及天文学家所指的星际介质。这些星际尘埃不同于人们通常在衣服表面或者床底所发现的尘土, 但是实际上科学家也不能准 确指出这些星际尘埃的成分究竟是什么。但无论它们是什么构成的,它们分散在银河系及其 它的星系盘之间,扮演了一个阴暗夜晚的雾气的角色。我们都知道在雾天向我们驶来的汽车 的头灯看起来不如正常天气下那样明亮因为雾气把头灯射向我们的一部分灯光散射掉了。 同 样的,星际尘埃也使穿过它的光线变得昏暗。

550.星际尘埃也对我们所观测的恒星的颜色产生影响。除了“消光”之外,这些星际尘埃 也使得遥远恒星的光线产生红移因为相对于红光,星际尘埃散射掉了更多的蓝光。因此位于 我们跟恒星之间的星际尘埃越多,在我们看来恒星会越暗并且颜色会越偏向红色。
551.恒星具有多种多样的颜色。我们的太阳是黄色的,但并不是所有的恒星都是如此,还 存在红色,橙色,白色和蓝色的恒星。

552.恒星的颜色可以告诉我们它的温度。想象一下取一根铁棍放到一个炙热的火炉里,如 果你几分钟后把它取出,棍的顶端温度之高会使它看起来呈暗红色。用温度计会侧出它的温 度高达 5000F。重新把铁棍放回火炉几分钟后取出你会发现它的顶端会呈亮黄色,温度高达 11000F。如果将加热的时间再延长几分钟,顶端会呈白色,温度将达到 20000F。如果用一 个非常炙热的火炉并且有足够长的加热时间, 铁棍会呈现出像焊接时发出的那种明亮的蓝白 色,温度会达到惊人的 30000F 甚至更高。同样的道理,恒星的颜色也反映出它的表面温度。 温度最低的恒星呈红色,最高的呈蓝色,像太阳那样呈黄色的恒星温度位于两者之间。将恒星的颜色根一根炙热的铁棒相比较使得你即使永远不会拿一个温度计旅行到那颗恒星也可 以了解它的温度。

553.部分恒星的颜色非常明显。粗略看上去,所有的恒星几乎都呈白色,或者可以说成没 有颜色。 但是如果你仔细的观察一些比较亮的恒星, 你就可能分辨出它们具有的不同的颜色。 比如说,在夏季星空很低的位置,你可以看到天蝎座最亮的恒星心宿二(俗称‘大火’ ) ,因 其显现出淡红色,在希腊文中名字意为“火星的对手” 。同一时候的星空的高一点的位置还 闪耀着明亮的蓝白色的织女星。在冬季,我们会看到猎户座大星云中的位于猎户肩膀位置的 一颗呈现出鲜明的红色的亮星以及位于左脚位置的呈现出明显的蓝色的另一颗亮星——参 宿七。

554.双筒望远镜和天文望远镜可以帮助你分辨出恒星的颜色。眼睛分辨颜色取决于有多少 光进入眼睛。这就是为什么在晴天颜色看起来格外明亮而阴天则略显暗弱的原因。我们用肉 眼基本上能分辨出天空中那些最亮的恒星们的颜色,但是比较暗的星则看起来几乎都是白 色。天文望远镜和双筒望远镜则把所有进入镜筒的聚集到眼睛里,从而使得恒星的颜色看起 来更明显也明亮。比如说,天鹅星座第二亮的恒星天鹅星,肉眼看起来几乎是无色的。但若 用一台适中一点的望远镜来观测, 它就被分辨成了两颗星, 一颗呈金黄色, 另一颗呈深青色。

555.分光器是一种具有难以致信的能力来告诉我们关于天体更多信息的工具。一个小孩儿 利用两美元的材料就可以制成最简单的分光器。 它由一个一面有一条狭缝内部有一块三角形 的普通玻璃(叫做棱镜)的盒子构成。穿过狭缝的光射入盒中继而经过棱镜北分解成为几种 构成光的独立的颜色(就像我们见到的阳光传过打碎的玻璃的情形) 。经过几年的时间,科 学家们发现通过对这些颜色进行详细的分析可以得到大量令人惊奇的真实的关于发光物体 的信息——一切均来源于一块棱镜和一个一面有一条狭缝的盒子。 有的时候大自然就是这样 的。当然,用于现代天文望远镜的分光镜要比这复杂一些,但是它们工作的原理是一样的。
556.不同颜色的恒星的光谱是不一样的。在十八世纪末十九世纪初,天文学家们开始进行 大量恒星的光谱测定工作。他们很快便发现这些光谱是各不相同的。有一些恒星的光谱中含 有大量的暗线,这是不同于我们的太阳的,其它有一些恒星的光谱则几乎不含什么暗线。另 外,还有一些恒星的光谱则呈更多的线状以致于看起来几乎以暗带的形式混杂在一起。

557.为了弄清光谱的机理,天文学家们开始给恒星光谱分类。科学研究中有一个非常重要 的方法是当你不清楚某一现象的机理时,你可以先利用观测数据来进行分类比较,并试着找 出为什么存在这些类别。简单一点说就是:当困惑的时候先给它分类,然后考虑这些类别意 味着什么。天文学家就是这样作的:根据光谱的图像来分类。更进一步,天文学家们问自己 是否这种图像(类别)反映恒星的某些物理性质。后来的事实证明,的确是这样的。靠近光 谱类别图的顶端的恒星颜色是蓝白色,低一点的是白色,再低一些的分别是黄色,橙色和红 色。 因此, 不同恒星的不同光谱类型是与它们的颜色更进一步是与它们的表面温度相对应的。 温度高的恒星光谱跟温度低的恒星是不一样的, 同时二者跟温度介于两者之间的恒星的光谱 又是不一样的。

558.天文学家们用简单的字母和数字来给不同的光谱分类。开始的时候,温度非常之高的 蓝白星的光谱是用大写字母 A 来标记,其它随着恒星温度的降低,依次采用字母表中的 A 之后的字母来标记, 这样一直用到字母表中间的字母就把那时天文学家所分的光谱类别命名完了。后来,随着他们对恒星跟它们的光谱机理的认识的提高,原来被指定的一些字母的顺 序被重新调整。一些字母被去掉了,就这样演变成今天我们所见到的顺序: O,B,A,F,G,K,M,R,N和 S.表面温度最高的恒星的光谱被指定为 O 型, 而位于上述顺序末尾的 字母则代表表面温度最低的恒星的光谱型。
559.记住光谱的分类顺序很容易,不过可能要让你挨一个耳光。一种记住这个古怪的顺序 (O,B,A,F,G,K,M,R,N,S)的方法是记住这样一句话:Oh ,Be a fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart.有许多天文学家已经曾试过这个方法,其中有一些取得了成功,另外一些 人则没有。由一个天文学教授曾经举办了一次竞赛看谁能给出一个最好的方法来记住它,结 果优胜者给出的答案显示出他刚在宿舍经历了一场冲突: “Oh, Kill My Roommates Next Sunday! ”

560.科学家们将不同类型恒星的光谱线同它们的物质组成联系起来。意识到不同类型恒星 的光谱和它们的表面温度之间的联系同在不同恒星看到的精确而详细的特征线的类型是两 码事。但没过多久,通过在实验室中燃烧各种各样的气体,然后观察它们在不同温度下发出 的特定的光谱, 科学家们便能够证实不同恒星的光谱中的特征线并能推断出这些特征谱线对 应的元素组成。因此,在温度极高的 O 型星和B 型星光谱中看到的特征谱线来自于氦元素。 而许多类似于我们的太阳的恒星的光谱中的特征谱线主要来源于一系列的金属元素,从铁, 镁,镍到锶等。一些来自于红色恒星的带状谱被确认是由于存在众多的原子结合体,以及一 些含有碳,矽和氧元素的分子。事实上,像 M,R,N 和S 型这些恒星由于温度非常低时的分 子能够存在于它们的大气中。相反,在温度高一些的恒星中,这些分子则被分解成分立的原 子。

561.光谱中的特征谱线就像一个指纹。自然界中的每一种元素都有自己的特征谱线,每一 种元素的光谱就像每个人的指纹对于他的意义一样是独一无二的。 在实验室中高温燃烧特定 元素组成的物质并拍下它的光谱,如果在恒星光谱中也能找出同元素光谱一样的谱线,那么 你也就在那颗恒星中发现了一种元素。 很简单却是一项被天文学家们公认的非常精彩和有意 义的探测工作, 它使科学家们仅仅坐在地球上的实验室内就能够了解到遥远的恒星的物质组 成。

562.虽然我们不能在恒星光谱中看到很多证据,但一颗恒星可能含有众多的元素组成。表 面上看,或许能得出这样的结论:A型星要比其它类型的恒星含有更多的氧元素因为在它的 光谱中氧元素的特征谱线是最强的。但这个结论却被证明是错的。理解这个佯谬的答案需要 对原子物理较深的理解, 但很快天文学家们就发现氧的特征谱线在 A 型星中最强是因为这些 星大气的温度对于这种谱线的形成起了推波助澜的作用。同样的,O 型星跟 B 型星的温度也 促进了光谱中氦线的形成。一般来说,每一类型的恒星氧跟氦的含量是一样的。

563.有的时候即使是同种类型的恒星之间也是有差别的。个别时候,天文学家们会发现同 一颜色的也就是温度相同的两颗恒星的光谱确是不一样的。举例来说,有两颗星具有同我们 的太阳相同的颜色,但是当其中某一颗的光谱中占有优势地位的特征线跟太阳类似的时候, 另一颗相应的特征线则可能要弱一些。考虑到大部分这种特征线是源于金属原子,因此这些 差别是一颗恒星具有比另一颗恒星更大的金属元素丰度所造成的。 要回答为什么一些恒星比 另一些恒星具有更多的金属元素含量,需要对恒星的形成有一个大致的了解,我们会在后面
的章节中谈到。

564.后来,恒星的光谱被进一步分类。在给恒星光谱分类的过程中,天文学家们很快就意 识到简单的应用几个英文字母不能够提供足够的有关它们差别的信息, 因此便利用数字来进 一步给恒星光谱分类。通过这种方式,最亮的恒星类型被称作 B0 型恒星,比这暗一点的被 称作 B1 型依次类推到 B9 型,比 B9 型还暗的恒星被称作 A1 型,比 A1 型暗一点的称作 A2 型,依次类推。

565.恒星光谱的一些细节的差别也被观测到。很快天文学家们就发现同一光谱类型的恒星 之间也不是完全相同的,因此即使是逐渐复杂化的分类体系也是不充分的。举例来说,含有 相同谱线的黄色 G 型星应有相同的温度,但是它们的光谱在一个重要的方面是不同的,即光 谱的宽度。一颗可能含有相当宽的谱线而另一颗的谱线可能会异常狭窄。但过了不久,人们 就意识到光谱中谱线的宽度是形成光谱的气体的压力的表现。低压的气体形成的谱线较窄, 而同温度下高压气体形成的谱线则宽一些。 天文学家们由此推断一颗体积较小的恒星大气中 的气体的压力会比大体积恒星大气的气体压力高一些, 因此恒星谱线的宽度可以告诉我们关 于恒星大小的信息。

566.恒星的大小有很大的差别。从大小来看,我们的太阳是一颗直径 864000 英里的处于平 均水平的恒星。 有一些恒星要比这大得多, 被称为巨星。 如果一颗巨星突然取代我们的太阳, 地球以内的行星将会完全处于恒星的内部。而被称作超巨星的恒星还要更大一些,有一些直 径长达 20 亿英里。如果用它来取代太阳,那么所有土星以内的行星将被它吞噬掉!相反的, 有一些叫做白矮星的恒星则要比地球还要小,中子星甚至跟一个城市差不多大小。因此,大 部分的恒星要比我们的行星大得多的时候,宇宙中也存在一些非常之小的恒星。

567.为了把恒星大小的差别也容纳进来,更多的数字被引入到恒星光谱的分类中来。利用 谱线的宽度作为恒星大小的导向,天文学家们将体积较小的恒星称作矮星,体积较大的叫做 巨星。矮星用罗马数字ⅴ表示,比这大一些的一次用Ⅳ,Ⅲ,Ⅱ和Ⅰ来表示。Ⅲ型星的体积 已经相当之大因此被称作巨星,这使得天文学家们将Ⅰ型星称作超巨星。最后,天文学家又 将Ⅰ型星分为Ⅰb 和Ⅰa 型,Ⅰa 型代表最亮的超巨星。

568.太阳的光谱类型是什么。知道太阳的大小和温度,便可得出它是一颗 G2V 型恒星。这 意味着它是一颗非常小表面温度大约 11000F 的黄色恒星。宇宙中其它大部分的恒星非常类 似于我们的太阳,也具有 G2V 型的光谱。

569.通过谱线的形状还可以了解另外一个细节。光谱线的形状还决定于恒星绕自转轴旋转 的速度。自转越快,谱线越弱

570.一些恒星具有非常规则的自转。就像我们的地球,大多数的恒星都绕一条轴线旋转。 但是由于恒星由气体构成,不同纬度的地方旋转的速度不一样。距离太阳极点较近的区域旋 转一圈需要 31 天,而距赤道较近的低纬度地区则需要 25 天。有一些恒星自转要比太阳慢一 些,但部分恒星却具有惊人的自转速度。一些恒星旋转的速度如此之快以至于它们的外层大 气被抛到了外层空间。自转速度最快的恒星的荣耀被体积极其之小的中子星获得,有的中子 星的自转速度高达每秒几百转。

571.一些恒星具有内在的磁性。有些恒星的光谱线会发生分裂以至于看上去每条谱线都呈 现两条。这种效应被称为塞曼效应,是由恒星内部和周围的磁场造成的。像我们所看到的一样,我们的太阳在太阳黑子周围具有极强的磁场。但是有一些恒星的磁场强度高达太阳磁场 强度的几百甚至百万倍。

572.许多恒星拥有一张“麻子”脸。一个世纪以前,我们就已经知道太阳的表面并不具有 均匀的亮度而是存在一些被天文学家称为“太阳黑子”的暗斑。在最近的几年中,新的天文 望远镜技术使得天文学家们能够将一些大质量恒星分辨成细小的圆盘而不是像以前那种一 个无限之小的斑点。 这种情况导致的发现之一就是人们认识到其他一些恒星也有一张 “麻子” 脸。在有些情况下,这种“黑子”非常巨大,是地球体积的许多倍。就太阳来说,黑子又可 能是因为表面各处磁场强度的不同导致的表面温度的差异而引起的。

573.恒星的光谱还可以帮助我们确定它们的距离。一些恒星的距离可以通过对视差的测量 而获得,即将要测量的恒星沿视线方向前后移动速度的快慢与更远的恒星作比较。这种技术 导致了一个被称作“三角视差”概念的出现因为它利用了数学上一个称为“三角学”的分支 并依赖于对恒星位查角的直接测量。三角视差的方法的结果非常可靠,但只适应于距离在几 百光年以内的恒星,因为大于一定距离的恒星位差角的变化是如此之小以至于难以测量。天 文学上看来,几百光年的尺度仍然是非常小的。为了得到一张给为全面的地图,天文学家们 不得不利用另外一项技术来测量星际距离。通过检测恒星的光谱,天文学家很快指出光谱分 析能使距离的探测尺度有较大的跨越。这种技术的基本原理非常简单,就是建立在两颗具有 相同谱线的恒星是相同的恒星这一基础之上的。假设我们想知道一颗恒星的距离,但因距离 太远而不能通过测量三角视差获得。 我们只要照一张这颗恒星的光谱照片并且找到一颗距离 较近的与其光谱类型相同的恒星,然后根据两颗恒星光谱相同则是同类型的恒星,如果我们 知道较近的那颗星的亮度和距离, 就能轻松得出在多远的距离那颗较远的但类型与近距离恒 星相同的恒星会呈现出我们所看到的亮度。这种方法被称作“分光视差”因为它利用恒星的 光谱来计算它的距离。利用这种技术,天文学家可以计算出几千甚至数百万光年范围内恒星 的距离。

574.宇宙是一个庞大而又复杂的地方,但是宇宙的基本化学却非常简单。宇宙中有数百亿 的恒星,但是利用分光镜,天文学家发现在整个宇宙中只有 92 种天然形成的元素。这 92 种元素同地球上存在的 92 种天然元素是一样的。固然,这 92 种元素的不同组合能够形成大 量各不相同的物质。氢和氧通过简单的组合可以形成水,相反的,氢,氧,氮,碳和磷以复 杂的方式组合能够形成 DNA。但是这些物质的基石却都是那 92 种元素。似乎宇宙要更复杂
一些才更能令人信服,但事实却不是这样的。

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