织女星的基本含义你知多少？

天文学家观察到织女星有过多的红外辐射，这表明织女星似乎有一个尘埃弧。这些尘埃粒子可能类似于太阳系古老的柏树带，是天体碰撞成碎片盘的结果。

天体摄影的基本含义诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷珀用银色摄影来拍摄月球。哈佛大学天文台的科学家乔治·菲利普斯·邦德和约翰·亚当斯·惠普尔于1840年7月17日拍摄了织女星，成为除太阳外第一颗被拍摄到并使用银色照片的人类恒星。亨利·德雷珀于1872年8月拍摄了织女星光谱的第一张照片。这也使他成为第一个显示恒星吸收线的人。天文学家在太阳光谱中发现了类似的谱线。1879年，威廉·霍金斯利用织女星和类似恒星的光谱图像，确定了这些恒星中普遍存在的12条“非常强的谱线”。后来，天文学家们认识到这是巴迈尔氢原子的谱系。自1943年以来，天文学家一直使用织女星光谱作为其他恒星分类的标准之一。

当地球绕太阳旋转时，天文学家可以通过背景恒星的视差来测量织女星和地球之间的距离。历史上第一个发表恒星视差的是瓦西里·雅科夫列维奇·斯特鲁维，他声称织女星的明显差异是0.125弧秒（0.125“）但弗里德里希·威廉·贝塞尔对斯特鲁维公布的数据表示怀疑。当贝塞尔发现天鹅座61恒星系统的视差为0.314英寸时，斯特鲁维将织女星的视差修正为前一个视差的两倍。这次修订使斯特鲁维公布的数据更加可疑，因此当时包括斯特鲁维在内的大多数天文学家都同意贝塞尔数据是历史上第一次视差观测。然而，令人惊讶的是，斯特鲁维最初公布的数据与天文学家接受的0.129的现值非常接近。”

地球上观测到的恒星的亮度由一个标准化的对数标度表观星等表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼可见的最暗恒星是6度恒星，而最亮的恒星天狼星等是-1.47。为了使这种对数尺度标准化，天文学家选择织女星作为所有波长的零级。因此，多年来，织女星一直被认为是绝对光度测量的亮度尺度。然而，到目前为止，这种调节还没有持续，现在视震级的零点通常用特定值的光通量来表示。这种方法对天文学家来说容易得多，因为织女星并不总是测量的标准。

U、B、V光测量系统通过紫外线、蓝色和黄色滤光片测量恒星的大小，并分别用U、B、V表示。织女星是1950年天文学家用来建立UBV光学系统初始平均值的六颗恒星之一。六颗恒星的平均星等定义为：u-b=b-v=0。事实上，恒星在黄色、蓝色和紫外线部分的电磁光谱中具有相同的大小。因此，织女星在可见光范围内（波长范围为350-850nm，大多数人眼都能看到）具有相对较近的电磁光谱，因此光通量密度约为2000-4000JY。而织女星在红外波段的光通量密度明显下降，约为100JY×5mm2。