| dbo:abstract
|
- Spectroscopic parallax or main sequence fitting is an astronomical method for measuring the distances to stars. Despite its name, it does not rely on the geometric parallax effect. The spectroscopic parallax technique can be applied to any main sequence star for which a spectrum can be recorded. The method depends on the star being sufficiently bright to provide a measurable spectrum, which as of 2013 limits its range to about 10,000 parsecs. To apply this method, one must measure the apparent magnitude of the star and know the spectral type of the star. The spectral type can be determined by observing the star's spectrum. If the star lies on the main sequence, as determined by its luminosity class, the spectral type of the star provides a good estimate of the star's absolute magnitude. Knowing the apparent magnitude (m) and absolute magnitude (M) of the star, one can calculate the distance (d, in parsecs) of the star using (see distance modulus). The true distance to the star may be different than the one calculated due to interstellar extinction. The method ultimately derives from the spectroscopic studies of sunspots and stars by Walter Sydney Adams and Ernst Arnold Kohlschütter. The method is an important step on the cosmic distance ladder. (en)
- Paralaksa spektroskopowa – stosowana w astronomii metoda wyznaczania odległości w oparciu o różnicę pomiędzy jasnością absolutną obiektu a jego zmierzoną jasnością widomą. Zależność pomiędzy jasnością absolutną a jasnością widomą opisuje wzór gdzie oznacza jasność widomą, jasność absolutną, a odległość wyrażoną w parsekach (różnicę określa się czasem mianem modułu odległości). Jasność widoma może być zmierzona bezpośrednio, metodami fotometrycznymi, natomiast jasność absolutna szacowana jest na podstawie charakterystycznych cech obserwowanego obiektu. Np. w przypadku gwiazdy ciągu głównego można wyznaczyć jej jasność absolutną na podstawie jej typu widmowego (z diagramu Hertzsprunga-Russela), dla cefeidy na podstawie okresu zmian jej blasku (z ), wszystkie gwiazdy zmienne typu RR Lyrae charakteryzują się zbliżoną jasnością absolutną w maksimum blasku, supernowe typu Ia osiągają zbliżoną jasność absolutną w chwili wybuchu itp. Nazwa „paralaksa spektroskopowa” pochodzi stąd, że pierwotnie wykorzystywano tę metodę do pomiaru odległości do gwiazd, których jasności absolutne wyznaczano na podstawie ich widma (z diagramu H-R) Obiekty, których jasności absolutnie potrafimy z dużą dokładnością określić (i z tego względu szczególnie przydatne do wyznaczania paralaks spektroskopowych) są nazywane świecami standardowymi. Ze względu na to, że jasności absolutne niektórych świec standardowych (jak np. supernowych) są bardzo duże, metoda paralaksy spektroskopowej pozwala na pomiar odległości nawet do bardzo dalekich obiektów, dla których niemożliwy jest pomiar paralaksy trygonometrycznej. (pl)
- 分光視差（英語：Spectroscopic parallax）或主序擬合（英語：main sequence fitting）是天文學上量測恆星距離的一種方法。 儘管名稱不同，但它並不依賴於幾何的視差效應。分光視差技術可以應用於任何可以記錄光譜的主序帶恒星。這種方法取決於恆星是否足够明亮，足以提供可量測的光譜。截至2013年，這種方法的極限距離大約限制在10,000秒差距左右。 要應用這種方法，必須量測恆星的視星等，並瞭解這顆恆星的光譜類型。光譜類型可以通過觀察恆星的光譜來確定。如果恒星位於主序帶上，其光度等級的確定，則依據恆星的光譜類型可以很好地估計它的絕對星等。知道了恆星的視星等（m）和絕對星等（M），就可以用來計算恆星的距離d（以秒差距為單位，參見距離模數。）。到恆星的真實距離可能由於星際消光的加入計算而有所不同。 這種方法的導出歸功於沃爾特·西德尼·亞當斯（英語：Walter Sydney Adams）和（英語：Ernst Arnold Kohlschütter）對太陽黑子和恆星光譜的研究。 這種方法是宇宙距離尺度上的重要一步。 (zh)
|
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageLength
|
- 3163 (xsd:nonNegativeInteger)
|
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| dbo:wikiPageWikiLink
| |
| dbp:wikiPageUsesTemplate
| |
| dcterms:subject
| |
| rdfs:comment
|
- 分光視差（英語：Spectroscopic parallax）或主序擬合（英語：main sequence fitting）是天文學上量測恆星距離的一種方法。 儘管名稱不同，但它並不依賴於幾何的視差效應。分光視差技術可以應用於任何可以記錄光譜的主序帶恒星。這種方法取決於恆星是否足够明亮，足以提供可量測的光譜。截至2013年，這種方法的極限距離大約限制在10,000秒差距左右。 要應用這種方法，必須量測恆星的視星等，並瞭解這顆恆星的光譜類型。光譜類型可以通過觀察恆星的光譜來確定。如果恒星位於主序帶上，其光度等級的確定，則依據恆星的光譜類型可以很好地估計它的絕對星等。知道了恆星的視星等（m）和絕對星等（M），就可以用來計算恆星的距離d（以秒差距為單位，參見距離模數。）。到恆星的真實距離可能由於星際消光的加入計算而有所不同。 這種方法的導出歸功於沃爾特·西德尼·亞當斯（英語：Walter Sydney Adams）和（英語：Ernst Arnold Kohlschütter）對太陽黑子和恆星光譜的研究。 這種方法是宇宙距離尺度上的重要一步。 (zh)
- Spectroscopic parallax or main sequence fitting is an astronomical method for measuring the distances to stars. Despite its name, it does not rely on the geometric parallax effect. The spectroscopic parallax technique can be applied to any main sequence star for which a spectrum can be recorded. The method depends on the star being sufficiently bright to provide a measurable spectrum, which as of 2013 limits its range to about 10,000 parsecs. The method ultimately derives from the spectroscopic studies of sunspots and stars by Walter Sydney Adams and Ernst Arnold Kohlschütter. (en)
- Paralaksa spektroskopowa – stosowana w astronomii metoda wyznaczania odległości w oparciu o różnicę pomiędzy jasnością absolutną obiektu a jego zmierzoną jasnością widomą. Zależność pomiędzy jasnością absolutną a jasnością widomą opisuje wzór gdzie oznacza jasność widomą, jasność absolutną, a odległość wyrażoną w parsekach (różnicę określa się czasem mianem modułu odległości). Nazwa „paralaksa spektroskopowa” pochodzi stąd, że pierwotnie wykorzystywano tę metodę do pomiaru odległości do gwiazd, których jasności absolutne wyznaczano na podstawie ich widma (z diagramu H-R) (pl)
|
| rdfs:label
|
- Paralaksa spektroskopowa (pl)
- Spectroscopic parallax (en)
- 分光視差 (zh)
|
| owl:sameAs
| |
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is dbo:wikiPageDisambiguates
of | |
| is dbo:wikiPageRedirects
of | |
| is dbo:wikiPageWikiLink
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
