分光视差
分光视差（英语：Spectroscopic parallax）或主序拟合（英语：main sequence fitting）[1]是天文学上量测恒星距离的一种方法。
尽管名称不同，但它并不依赖于几何的视差效应。分光视差技术可以应用于任何可以记录光谱的主序带恒星。这种方法取决于恒星是否足够明亮，足以提供可量测的光谱。截至2013年，这种方法的极限距离大约限制在10,000秒差距左右[2]。
要应用这种方法，必须量测恒星的视星等，并了解这颗恒星的光谱类型。光谱类型可以通过观察恒星的光谱来确定。如果恒星位于主序带上，其光度等级的确定，则依据恒星的光谱类型可以很好地估计它的绝对星等。知道了恒星的视星等（m）和绝对星等（M），就可以用来计算恒星的距离d（以秒差距为单位，参见距离模数。）。到恒星的真实距离可能由于星际消光的加入计算而有所不同[3]。
这种方法的导出归功于沃尔特·西德尼·亚当斯（英语：Walter Sydney Adams）和恩斯特·阿诺德·科尔许特（英语：Ernst Arnold Kohlschütter）对太阳黑子和恒星光谱的研究[4]。
这种方法是宇宙距离尺度上的重要一步。
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参考资料[编辑]
- ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An introduction to modern astrophysics Second. Cambridge, United Kingdom. 2017: 475. ISBN 9781108422161.
- ^ Stellar Distances. European Space Agency. 2013-05-14 [2014-09-23]. （原始内容存档于2012-03-18）.
- ^ Michael A. Seeds; Dana Backman. Horizons: Exploring the Universe. Cengage Learning. 14 September 2016: 152–. ISBN 978-1-337-51578-8.
- ^ Virginia Trimble; Thomas R. Williams; Katherine Bracher; Richard Jarrell; Jordan D. Marché; F. Jamil Ragep. Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer Science & Business Media. 18 September 2007: 648–. ISBN 978-0-387-30400-7.