光、辐射与电磁波谱
光的平方反比定律
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为什么一支能照亮一个房间的蜡烛，从山谷对面看却成了一个微弱的光点？光离开源时向四面八方铺开，越走越稀薄。光的平方反比定律就是这种稀薄化的精确规则：你接收到的亮度随距离的平方下降。走远一倍，光不是变成一半亮，而是四分之一；走远十倍，就是百分之一亮。
原因纯粹是几何。想象一颗恒星的光向外膨胀成一个不断长大的球。总功率是固定的，但它必须铺满整个球面，而球面的面积随半径的平方增长。所以在距离 r 处，同样的功率铺在正比于 r 平方的面积上，落到任何一平方米上的流量必然以 1 比 r 平方缩小。什么也没丢失——光只是被稀释到越来越大的球壳上。
这一条定律是宇宙距离测量的关键支点。如果你知道一个源真正有多大功率（它的光度），又测得它看起来有多亮（它的流量），平方反比定律就把这种变暗直接换算成距离。这正是“标准烛光”的工作原理，从造父变星到Ia型超新星，把宇宙距离阶梯一直搭到遥远的宇宙深处。它假定光穿过的是真空；现实中沿途的尘埃会吸收一部分，必须加以校正。
拿两个一模一样的100瓦灯泡，一个放在1米处，一个放在3米处。远的那个看起来不是暗三倍，而是暗九倍（3的平方）。天文学家把这倒过来用：既知一根标准烛光的“瓦数”，就把它的暗淡读成一段距离。
亮度按 1 比距离平方下降——这是测量宇宙距离的几何钥匙。
这条定律假定光在真空中无遮挡地传播。星际尘埃会沿途使光变暗、变红，所以真实测量必须先扣除这种消光，才能信任由平方反比得出的距离。
又称
另见