第四章-天文學重要的基本概念

1、1,第四章 天文學重要的基本概念,1 恒星距離及其測定2 恒星的大小和質量3 恒星的亮度，視星等，熱星等和熱改正4 恒星的絕對星等和光度5 恒星的輻射與光譜,,,2,1 恒星的距離及其測定測量距離的重要性： 我們肉眼只能知道恒星在天球上的投影的位置。 兩顆挨得很近的恒星，實際上在縱深方向上可能離得非常遙遠，遠的暗的星也就可能比近的實際上更亮！,,3,4,不知道恒星的距離就不能確定恒星空間的真實分布、運動速

2、度、大小和質量、發(fā)射電磁波的真實強度，等等。,,5,怎樣測量恒星的距離？ 方法： 三角視差，分光視差，造父視差，力學視差，星團視差，平均視差，哈勃定律，等等。,6,三角視差法(trignometric parallax) ： 基線越長，可測量的恒星距離越遠。,D = B/sinρ,7,Experiment: what’s parallax?,8,視差（角）： 天文上，兩個相對靜止的觀測者在兩個不同的位置上

3、看到同一天體的方向之差。恒星太遠了，視差角太小，基線要非常長！ 日地平均距離a,9,三角視差測量的困難：地球上的基線太短： 地球直徑約1.3萬公里（1.3×10-9光年） 最近恒星4.3光年，角度太小無法測量地球軌道提供3億公里基線，情況好轉！,10,11,距離單位 恒星之遙遠，遠到無法用公里來做單位天文學家特別定義了3把不同的尺子:1)天文單位（AU）:

4、 太陽和地球之間的平均距離稱為 1“天文單位”，1AU=1.49597870*1011米2)光年（ly): 光1年所走的距離，1 ly=0.946053*1016米，約10萬億公里,12,1角秒,1秒差距,地球軌道,太陽,天文單位,3）秒差距（pc）：把恒星視差為1角秒時,恒星所對應的距離作為一種單位:“秒差距”,13,恒星的距離通常以秒差距 (parsec) 或光年 (light year) 作為單位。令a =

5、1 AU 為平均日地距離（1天文單位），r為恒星的距離，則 1 秒差距是周年視差為1″的恒星的距離。1 秒差距 (pc) = 3.086×1018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文單位 (AU),14,恒星距離越遠，它的視差越小 恒星越近，視差越大恒星距離和恒星視差成反比： r：秒差距，π″：角秒例如：織女星的視差為 0″.12， 則距離＝8.1秒

6、差距。,,15,隔半年的兩次觀測，觀測同一顆星，其視位置會發(fā)生變化,AB：3億公里,,,16,最近的恒星,α Centauri Proxima ρ= 0.76″r=1.3 pc（4.3 ly）,Barnard星ρ= 0.55″ r = 1.8 pc (6.0 ly),,,17,早期視差測量恒星距離非常遙遠，視差極為微小哥白尼在創(chuàng)立日心學說時，曾嘗試測量恒星視差（未成功），以證明地球圍繞太陽運轉哥白尼之后經過了三百來年的

7、努力，1838 年才測量出恒星的視差 如：天鵝座61的視差為 （現(xiàn)代測量值為0".29，它相當于從12公里處看一個1分硬幣所成的張角）,18,限制 由于受到地球大氣擾動的影響，周年視差的精確測量受到限制。 地面望遠鏡的角分辨本領一般不超過0.01″Hipparcos衛(wèi)星（1989年8月發(fā)射）

8、的角分辨率達到0.001″，測量了約100萬顆恒星的距離。三角測距法只適用于近距離（≤30-500 pc）的恒星。 恒星的周年視差都小于1″,19,恒星不恒 恒星的相對位置幾乎保持不變； 明亮程度也似乎不發(fā)生變化； 因而稱它們?yōu)楹阈?事實上，恒星有很高的運動速度： 有的可超過每秒一千公里 亮度也在發(fā)生變化： 各類變星，造父變星是特殊的一類,20,

9、造父變星 造父變星 1784年，發(fā)現(xiàn)仙王座δ星是變星（我國叫做“ 造父一”）：造父一最亮時是3.6等，最暗時是4.3等,周期性變化（5.37天） 后來發(fā)現(xiàn)的造父變星越來越多， 成為一種類型：造父變星,21,造父變星的周光關系勒維特在研究小麥哲倫星云中1777顆 變星時，發(fā)現(xiàn)其中25顆造父變星： 它們的視星等從12.5等到15.5等， 光變周期從2天到120天；發(fā)現(xiàn)了造父變星的周光關系: 造父變星越亮，

10、光變周期越長,22,造父變星的周光關系測出一批知道距離的造父變星得到光變周期和絕對星等關系,23,造父變星測距法 測出造父變星的光變周期： 利用周光關系曲線得到造父變星的 絕對星等； 由關系式 M＝ m＋ 5－ 5 lg r，算出 造父變星的距離； 可測定遙遠的造父變星及其中含有造父 變星的天體系統(tǒng)：如星團、星系等的距 離。 “量天尺”,24,2 恒星的大小和質量,恒星的

11、大?。?角直徑非常小，最大的不超過0".05 線直徑范圍： 大：幾百到一兩千倍D⊙ ?。喊装?0-2 D⊙ ； 中子星直徑只有 20公里,25,測量結果： 根據恒星體積的大小可以把它們分成以下幾類：超巨星 R ~100-1000 R⊙巨星 R ~10-100 R⊙矮星R ~ R⊙恒星的大小分布為：10-5 R⊙ (中子星) 103 R⊙(超巨

12、星),26,恒星的質量： 范圍（理論）：65M⊙—0.08M⊙ 觀測驗證很好直接測：太陽和部分雙星,27,3 恒星的亮度，視星等，熱星等和熱改正,亮度 (brightness)：在地球上單位時間單位面積接收到的天體的輻射能。 視亮度的大小取決于三個因素： 天體的光度、距離和星際物質對輻射的吸收和散射。,28,視星等： 古希臘天文學家希帕恰斯（Hipparcos）在公元前

13、150年左右首先創(chuàng)立表征恒星亮度的系統(tǒng)： 按明暗程度分成6個等級（1等星-6等星）。星等值越大，視亮度越低。 肉眼能見到的約有6000顆恒星。,29,眼睛看起來最為明亮：1等星看起來比1等星稍暗一些：2等星再暗一些的：3等星，依此類推眼睛剛能看到的：6等星,30,星等值越大，視亮度越低。,,,1等星,6等星,,31,視星等的科學性 1850年，普森發(fā)現(xiàn)星等和亮度有一定的關系： 星等按等

14、差級數增加，亮度按等比級數減小 1等星比6等星亮100倍； 相鄰2個星等的亮度差2.512倍： (100)1/5=2.512,32,星等分別為m1和m2的恒星亮度之比為 E1/E2 = 10-0.4 (m1-m2)m1－m2=－2.5log (E1/E2)或m =－2.5log (E/E0)，其中E0為定標常數。取零星等的亮度為單位： 普森公式：m=-2.5lgE,33,視星等越大恒

15、星越暗,34,視星等的種類：,視星等的測量通常是在某一波段范圍內進行的。根據測量波段的不同，視星等可以分為目視星等(mv)、照相星等(mp)、光電星等和仿視星等(mpv)，等等。,35,輻射星等(mr)：測量恒星亮度的輻射探測器對所 有波長的輻射都是一樣敏感時所測得的星等；熱星等(mb)：在輻射星等的基礎上作過大氣消光和儀器消光兩項改正之后的星等；熱改正(B.C.或BC)：熱星等與目視星等之差（ mb - mv）;

16、累積星等：對有視面天體各部分的亮度求和而得到的星等。,36,色指數(color index) 在不同波段測量得到的星等之差，如U-B, B-V等。,37,4 恒星的絕對星等和光度,視星等不是恒星真實發(fā)光能力， 視星等表征觀測者接收到的能量。光度L (luminosity)：天體在單位時間內輻射的總能量，是恒星的固有量。絕對星等：天體位于10 pc 距離處的視星等，它實際上反映了天體的光度。 絕對星等表征恒星輻射

17、能力。,38,對同一顆恒星：E10/Er = (10/r ) -2M－m =－2.5 log(E10/Er) = 5－5 log r(pc) 或: M＝ m＋ 5 + 5lgπ" 對不同的恒星： M1－M2 =－2.5 log (L1/L2)M－M⊙=－2.5 log (L/L⊙)其中L⊙= 3.86×1033 ergs-1, M⊙= 4.75m 距離模數 (distanc

18、e modulus) ：m-M r=10(m-M+5)/5,39,光度和體積、溫度的關系：恒星的光度由其溫度和表面積決定： 溫度愈高光度愈大； 表面積（半徑）愈大光度也愈大； Stefan-Boltzmann定律：光度 L= 4πR2σT4σ=5.67032(71)×10-5爾格·厘米-2·度-4·秒-1光度大的恒星叫做巨星，光度比巨星更大的叫超巨星；光度小的稱為

19、矮星。光度大的巨星，體積也大 光度小的矮星，體積也小,40,光度和絕對星等都是指恒星的輻射： 適用于光學，紅外、紫外、射電、Χ 及γ射線波段光度單位：爾格/秒；通常以太陽光度 為單位恒星之間的光度差別非常大： 光度最大的恒星比太陽約強106倍； 光度最小的恒星只有太陽的10-6,41,光度與絕對星等之間的關系,,,,,,,,10,000,100,1,0.01,0.0001,-5.25,-0.25

20、,+4.75,+9.75,+14.75,光度L/L⊙,絕對星等,42,5 恒星的輻射與光譜,43,恒星的電磁輻射,44,大氣窗口(atmospheric window) 地球大氣阻擋了來自空間的電磁輻射的大部分，僅在射電和光學部分波段較為透明。,45,不同輻射波段的太陽,光學,紫外,X射線,射電,46,不同輻射波段的銀河系,47,不同波段的旋渦星系M81,光學 中紅外

21、 遠紅外,X射線 紫外 射電,48,太陽光譜,典型的恒星光譜,49,恒星光譜的形成,恒星的連續(xù)譜來自相對較熱、致密的恒星內部。 吸收線來自較冷、稀薄的恒星大氣。,,,50,Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!,Harvard光譜分類 ：根據恒星光譜中Ba

22、lmer線的強弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類。后來經過調整和合并，按照溫度由高到低的次序，將恒星光譜分成O, B. A, F, G, K, M七種光譜型(spectral type).每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個次型太陽的光譜型為G2,51,根據恒星光度的高低，將恒星分為I –VII七個光度級。光度級數值越小，表明恒星的光度越高。Ia—最亮超巨星Ib—次亮超巨星II—亮巨星III—巨星IV—