紫薇斗数主星的亮度-星星的名字和位置图片
紫薇斗数主星的亮度，星星的名字和位置图片？
天空中最容易找到的星星图案就属北斗七星了，它是夜空中最著名的指向标，它们组成形状有点像平底锅或耕犁，这七颗星就属于大熊座的一部分。
大熊座是88星座中的第三大星座，位于长蛇与室女之后。在古代，人们根据其星星构成的外形而将其描绘成一头巨大的熊。大熊座有100多颗肉眼可见的星星，其中有6颗二等星，6颗三等星，一般在熊的头部和躯干的星体亮度都较弱，唯有尾部的北斗七星很明亮。
明亮的北斗七星这里顺便引入一下双星的概念，本来，双星是指一对在天空中看起来距离较近的恒星。比如北斗七星中的开阳和另一颗恒星辅，他们几乎都要挨在一起了，但实际上，这两颗恒星彼此之间隔了数万亿千米。所以，天文学上将双星限制为，指两颗绕着共同的中心旋转的恒星。在双星 *** 中，对于其中一颗星而言，另一颗星就是其“伴星”。所以开阳和辅虽然在地球上看起来靠得很近，但在天文学上它们不属于双星 *** 。
双星 ***北斗七星，在中国古代分别叫天枢、天璇、天玑、 *** 、玉衡、开阳、摇光，其中天枢、天璇、天玑、 *** 组成为斗身，古称魁；玉衡、开阳、摇光组成为斗柄，古称杓。从天璇——天枢两星连线，并向外延伸，大约延长5倍多些，就可见到一颗和北斗七星差不多亮的星星，这就是北极星。
在地球看来，北极点处的北极星是固定不动的，夜空中的所有星星都会以北极点为中心进行旋转，北斗七星也不例外，所以古代中国有，“斗柄指东，天下皆春；斗柄指南，天下皆夏；斗柄指西，天下皆秋；斗柄指北，天下皆冬”的说法。
从大熊座找到北极星北斗七星的重要性还在于通过它能够方便地找到其他星座，比如，延长斗柄最后三星组成的曲线，可以找到全天第四亮星——牧夫座的主星大角星；在 *** 星和天玑星之间连线，并向小熊座的反方向延长，经过小狮座后，就会找到狮子座和它的主星轩辕十四。
同时，从开阳星出发可以找到双子座，连线 *** 和天枢可以帮助我们找到全天第六亮的星——御夫座的主星五车二等。
神话中的女神阿德剌斯忒亚在古希腊的观念中，大熊座代表的是神话中的女神阿德剌斯忒亚，她是无法逃避的报应女神，是蜜蜂之神墨利修斯与山羊神女阿玛尔忒亚之女，也是神女伊达的姐妹。天神宙斯将阿德剌斯忒亚和伊达放在群星之中，她们就变成了光辉照人的大熊座与小熊座。
一说大熊座是神话中的美丽少女卡利斯托，因为宙斯妻子报复她，而把她变成大熊座绕北极星旋转，永不停歇。
宇宙中有40万亿亿颗恒星？
光在物理上是一种叫光子的物质，光的亮度要看光子的数量多少。光在恒星核聚变过程中产生，携带能量在宇宙中发散开来，犹如水波一样，只要恒星核聚变不停止，就会不停地发光。
我们看到的星星，基本上都是遥远天边的恒星，它们的光为什么到达地球就变小了呢？常识告诉我们距离太远了，但这只是现象。为什么距离远了光就减弱了？
宇宙空间无极限大，目前可探测的半径是460亿光年，光在传输过程中，遭遇各种宇宙天体物质，在这个过程中，光子被吸收、捕获、反弹、散射等等，不能完全在宇宙中传播，传播到地球的光已经很微弱了，要想仔细看，还得借助天文望远镜：
1）要穿越星云
宇宙空间由很多像银河系这样的星系组成，太空中除了恒星、行星、陨石外，还有大量未成型的星云物质，比如天鹰座星云，它们会阻挡吸收光子，减弱光的传播。
2）越过大质量物质区域
包括暗物质、超大质量恒星、中子星、黑洞等，致密物质区域可能导致光线传播的方向弯曲，改变原来的路线。
3）黑洞遭遇
黑洞质量太大，光子遭遇了黑洞引力的临界区，光子无法摆脱黑洞引力将被黑洞吸入。
4）遭遇行星卫星陨石
光子遇到行星卫星陨石，则可能被吸收或者改变传播方向。
这就是为什么宇宙那么多的恒星，我们看夜空还是黑的。
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十月北极星位置图片？
北极星，又称北辰、紫微星，指的是最靠近北天极的一颗恒星，现阶段所指的是“勾陈一”。北极星位于地球地轴的北端，在北斗七星中的天璇与天枢连线的五倍延长线上。因地球的自转，而北极星又处于天球转动的轴上，所以相对其它恒星静止不动。北极星距地球约323光年至434光年，直径约为5200万千米。[9]
”勾陈一”是由北极星Aa、北极星B以及北极星Ab三个天体组成。其中主星北极星A是一个巨大的、明亮的、黄色超巨星。北极星A质量是太阳的4.5倍，如果将它和太阳放在一起，亮度是太阳的1260倍。[1]
中文名 北极星
外文名 Polaris
别名 北辰、勾陈一、小熊座α
分类 恒星（ *** 星）
质量 4 M⊙
直径 52000000 km
表面温度 5986 K
视星等 1.98 等
绝对星等 约 -3 等
赤经 2时31分
赤纬 +89°15′
距地距离 323 至 434 光年
伴星数量 2
光谱等级 F8
所属星座 小熊座
凌星探测法？
行星凌星法
行星凌星法是一种根据产生凌星现象时分析恒星亮度变化从而推算行星轨道及质量参数的一种观测 *** 。其观测原理是在凌星期间，恒星的亮度因前方行星遮掩而减弱，并且这种亮度减弱现象的出现是周期性的，由此便可探知恒星周围有行星存在。该 *** 是截止2015年应用最广泛的观测系外行星的 *** 。
理论定义
天文学家已经发现了许多太阳系外行星。当系外行星围绕它们的恒星运行至恒星朝向地球的一面时，就发生了与“金星凌日”相似的现象，这种现象称为“凌星”。凌星现象发生时，恒星的光芒因被遮挡而减弱。天文学家通过恒星的亮度变化可以确定系外行星的轨道倾角，进而确定它的质量。由观察凌星搜寻外星行星的 *** 被叫做行星凌星法。
基本原理
凌星法的基本原理是，对于那些公转轨道面与视线方向很接近的外星行星来说，行星有可能从母恒星的前方通过，情况犹如发生在太阳系中的水星凌日或金星凌日，天文学上称为行星凌星。在凌星期间，恒星的亮度会因被前方的行星遮掩而减弱，并且这种亮度减弱现象的出现是周期性的，由此便可探知恒星周围有行星存在。这种 *** 小望远镜也能发挥作用，但适用的对象较少。当然，因凌星现象而使恒星亮度减弱的程度是很小的，凌星发生时一颗木星大小的行星会使母恒星的亮度约降低约1%，而对地球大小的行星来说相应的数字仅为0.01%。由此可见，要通过这条途径来发现外星行星，必须有很高的测光精度。
观测方式
采集数据
首先确定进行观测的目标源，根据所使用天文台望远镜所在地选取方便观测的目标行星，选取对恒星的视星等干扰较大的行星进行观测。
接下来确定凌星时间。根据国际凌星观测网站提供的记录数据确定凌星事件的预测时间，在预测时间前0.5~1.5 h安排仪器开始观测使用V滤光片，根据源的亮度确定合适的曝光时间，最后在预测凌星事件结束0.5~1.5~h后停止观测，防止因为预测时间不准确造成观测源凌星过程未拍摄完整。
最后根据拍摄资料整理，获取观测数据。
误差校正
获取凌星观测数据后，进行数据前期的预处理，由于CCD在工作过程中本身的热电子噪声、CCD像素间灵敏度的差异等因素而引入了附加效应，因此观测所得到的CCD图像并未完全真实地反映所拍摄天区的情况．为了消除这些附加效应，首先要对图像进行预处理，包括零场校正、暗场校正和平场校正．正常观测时一般拍摄多幅零场、暗场和平场图像，校正前将多幅图像分别用imred/cedred包下的zerocombine、darkcombine、flatcombine对零场、暗场和平场图像进行合并，然后再对目标图像用ccdproc命令进行校正。
数据处理
进行完这些预处理阶段的工作之后，利用MaxiM DL软件对待测恒星、周围的比较星及校验星进行较差测光，一般选取视场中两颗与主星亮度相近的参考星和一颗校验星。参考星和校验星的位置、星等等信息来自SIMBAD以及USNO在线星表。较差测光过程中，要根据实际情况剔除由于天气或观测原因而不可用的图像。应用MaxIM DL进行较差测光步骤如下：运用MaxIM DL打开预处理后的图像，利用photometry命令进行目标星、参考星和校验星的选择，手动写入查到的参考星的星等并设置测光的孔径值。设置完毕、进行测光后可以得到目标星、参考星和校验星的星等值．最后，得出待测恒星与校验星的光变曲线，分别用于分析凌星事件和估计相对测光精度。
双子座的主星是哪一颗？
双子座主星是北河三，即双子座β，亮度1.2等左右，双子座α即北河二，也十分明亮，亮度1.7等左右，是最亮的二等星之一，古人之所以将次亮的北河二编为α，是因为在古代，北河二要比北河三亮，但现在北河二的亮度却不如北河三，双子座主星的位置也就拱手让人了。
