之间天文學和科内利斯·約翰內斯·萬·豪敦相似
天文學和科内利斯·約翰內斯·萬·豪敦有(在联盟百科)3共同点: 小行星,徑向速度,聯星。
小行星
小行星是太陽系内類似行星環繞太陽運動,但體積和質量比行星小得多的天體。 至今為止在太陽系內一共已經發現了約127萬顆小行星,但這可能僅是所有小行星中的一小部分,只有少數這些小行星的直徑大於100公里。到1990年代為止最大的小行星是穀神星,但近年在古柏帶內發現的一些小行星的直徑比穀神星要大,比如2000年發現的伐樓拿(Varuna)的直徑為900公里,2002年發現的誇歐爾(Quaoar)直徑為1280公里,2004年發現的厄耳枯斯的直徑甚至可能達到1800公里。2003年發現的塞德娜(小行星90377)位於古柏帶以外,其直徑約為1500公里。 根據估計,小行星的數目應該有數百萬,詳見小行星列表,而最大型的小行星現在開始重新分類,被定義為矮行星。.
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徑向速度
视向速度是物體朝向視線方向的速度。一個物體的光線在徑向速度上會受多普勒效应的支配,退行的物體光波長將增加(紅移),而接近的物體光波長將減少(藍移)。 恆星的徑向速度,能夠經由高解析的光譜精確的測量,並且和在實驗室內測出的已知譜線波長做比較。在習慣上,正的徑向速度表示物體在退行,如果是負值,物體則是在接近。 在許多聯星中,軌道運動通常都會造成每秒數公里的徑向速度改變量。這些恆星譜線的變化肇因於都卜勒效應,因此她們被稱為光譜聯星。研究徑向速度可以估計恆星的質量和一些軌道要素,像是離心率、半長軸。同樣的方法也被用在發現環繞恆星的行星上,在這種方法下測量的運動可以確定行星的軌道週期,而位移量的大小可以用來計算行星的質量。.
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聯星
聯星是兩顆恆星組成,在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統,尤其是在距離遙遠時,肉眼看見的經常是單一的點光源,要過其它的觀測方法,才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示,一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星(double star)通常被視為聯星的同義詞;然而,雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星,只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置,在視線上幾乎是相同的位置。然而,它們的"雙重性"只取決於這光學效應;恆星本身之間的距離是遙遠的,沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異,可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測,來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要,因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量,而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係(mass-luminosity relationship,MLR)估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的,在這種情況下,它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期,因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術,例如光譜學(聯星光譜)或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上,它與伴星會發生互相食與凌的現象;這樣的一對聯星會被稱為食聯星,或因為它們是經由光度變化被檢測出來的,而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近,將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下,這些接近的聯星系統可以交換質量,可能會帶來它們在恆星演化時,單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1(這是眾所皆知的黑洞)。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星,和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
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参考
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