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1、天文学导论 第3讲 辐射与天文望远镜 主要内容 1. 电磁波 2. 黑体辐射 3. 原子与谱线 4. 多普勒效应 5. 天文望远镜的功能 6. 光学天文望远镜 1。电磁波（辐射） 有关宇宙信息的绝大多部分都来源于天体发出 (恒星）或反射（月球）的电磁辐射 宇宙线，中微子，引力波（？） 辐射是宇宙中最令人惊异的东西物质的温度 、运动、化学成分、密度和结构等宇宙信息！ 要研究宇宙，首先要正确理解辐射的基本特征 以及用来探测辐射的设备天文望远镜 光是什么（现象）？ 牛顿让一束太阳光（白光）通过棱镜后看到类 似于彩虹（光谱）的现象：光是各色光的混合 光谱 spectrum：光强作为颜色（波长）的函 数
2、 定量分析 光是什么（物理）？ 麦克斯韦(Maxwell： 1831-1879)：如果变化 的磁场产生电场，那么变化的电场（振荡电荷 ）产生磁场变化的电场和变化的磁场互相触 发，且以光速自行向前传播，即电磁波或电磁 辐射(electromagnetic waves or radiation） 电磁波是自行以光速(真 空)传播的振荡电场和振 荡磁场，其振荡方向互 相垂直，并都垂直于传 播方向 波长、频率与光速 波长 ：相邻两个波峰（波谷）之间的距离 频率 ：电磁场每秒的振荡次数 电磁波的波长、频率和传播速度之关系： 波长 X 频率 = 光速 *= C（真空中） 可见光 Optical (visi
3、ble) light: 波长-颜色 麦克斯韦说 ：（可见）光其实就是一种电磁 波。不同颜色的光对应 于不同波长的电磁波 可见光（4000-7000 ）的典型波长单 位： 1 （埃）= 0.1 nm （纳米） =10-10 m =10-8 cm 红 6500 黄 5500 绿 5000 蓝 4500 电磁波谱 Electromagnetic Spectrum 电磁波的波长范围很广：10-12 米光年 伽马射线： = 0.1 X射线： 0.1-100 紫外线 (UV)： 100 - 4000 可见光： 4000 7000 红外线 (IR)： 7000 - 1 mm 射电波: 1 mm 10 km
4、更长 没有定性的差别：均由相同的麦克斯韦方程组描述 只有定量的差别：波长、频率、颜色、能量 探测技 术很不同 人眼仅能感知极小波长范围(4000-7000)的电磁波! 电磁辐射的传播 电磁波可在真空中传播 所有电磁辐射在真空中的传播速度相同，即光 速，与和无关 传播速度在玻璃、水等介质中降低 光速不变：测量光速与测量者和光源之间的相 对速度无关 电磁辐射的波粒二象性 光子photon 光的粒子性 光子无质量，但有能量。光子能量越高，则 频率越高，波长越短： 相同波长（颜色）的光子的集合就构成特 定波长的电磁波 2。黑体辐射 只要温度高于绝对零度，物体便会放射出不同 频率的电磁波 物件加热：低温
5、红外线，温度升高红光黄 光白光蓝光 连续谱的形状只与物体(恒星)的表面温度有关 其峰值波长（颜色）由其表面温度决定 不考虑吸收线（外部环境），类似于黑体（“ 理想”吸收体和发射体） 热辐射谱 thermal spectrum：仅由温度决定 （非热谱 non-thermal spectrum） 黑体谱 Black body (planck) spectrum 连续谱 continuum 维恩位移定律 Wiens Law 温度降低，黑体谱的峰值向长波方向移动 冷物体主要辐射在长波（低频） 热物体主要辐射在短波（高频） 恒星颜色 恒星温度 斯忒藩-玻耳兹曼定律 Stefan-Boltzmann La
6、w 单位时间单位面积，温度高黑体比温度低黑体 的辐射能量多得多 (blue versus red object) - 恒星表面温度决定其黑体谱的形状 强度 太阳 辐射的平方反比定律 恒星的光到达观测者时的强度和距离的平方成 反比： 强度 x 距离2 = 常数（恒星辐射能力） 如果恒星的距离倍增，亮度为原来的1/4 双星的例子 光度 Luminosity（L） ：一个天体单位时 间的总辐 射 天体的辐射本领 对半径为R的球体恒星： Cygnus天鹅座 ? L= 视强度 x 4距离2 伯克利校星 恒星半径 3。原子与光谱 光谱通常不是连续的。恒星光谱上叠加大量的 吸收线和发射线，这是因为连续辐射通
7、过气体 时（恒星大气），其中的原子会吸收（激发） 或发射（退激发）特定频率的光子，就形成了 光谱中的吸收线或发射线 连续谱、吸收线和发射线的原理 视线方向星际介 质的化学成分 谱线spectral lines：原（分）子的“指纹” 谱线：单一波长（频率、能量）的辐射 实验室已知：每种物质（原子，分子）都吸收 或发射表明自己特征的谱线系列 仔细分析恒星（气体）光谱中的谱线系列便可 得知恒星表面（气体）物质的化学成分 为得到谱线的信息，需要分光术 spectroscopy 把辐射按照其波长分解开 谱分辨率 玻尔原子模型 (1915) Size of an atom: 10-8 cm Size of
8、 proton or neutron: 10-13 cm Electron (- charge) proton (+ charge) neutron (no charge) Niels Bohr “planetary model” 电子的能级是离散的 每个电子仅在允 许的轨道上运动 “外层”轨道的能 量大于“内层”轨 道 每一个轨道对应一个能级（能量） 电子具有离散的能级!原子的能量是量子化的 电子喜欢呆在最低能级轨道！ 电子跃迁谱线的产生 激发：原子吸收光子或与其它原子或电子碰撞 退激发：原子发射光子 谱线的光子能量=两个能级的能量差 原子的发射线和吸收线系列 因为宇宙大部分物质是氢，所以氢
9、原子的光谱 特别重要（也最简单） 每一个吸收线系列 开始于一个特定能 级 每一个发射线系列 结束于一个特定能 级 氢原子的谱线系列 莱曼线系 Lyman Series： 紫外波段 巴尔末线系 Balmer Series：可见光波段 氢原子的巴尔末线系 光谱（谱线）比图像重要得多 ！ 天体的图像+光谱 天体的温度、化学成分 、运动速度和方向、密度 + 天文学 = 原子的电离 电离即原子失去电子，把原子转变为带正电的 离子，宇宙中常见 Notation for Degrees of Ionization Suffix Ionization Examples Chemists Notation I
10、Not ionized (neutral) H I, He I H, He II Singly ionized H II, He II H+, He+ III Doubly ionized He III, OIII He+, O+ “H II regions (H II 区)” : 所有氢被邻近的炽热恒 星的强烈（紫外）辐射所电离的区域 等离子体 Plasmas 等离子体：气体云中的原子大部分完全被电离 ，宏观电中性，微观包含自由运动的离子和电 子 宇宙中的大部分物质处于等离子体状态 恒星内部基本上是等离子体 4。多普勒效应 Doppler Effect 当辐射源靠近观测者时，观测者接收到的
11、辐射频率大于辐射源的辐射频率（波长变 短） 当辐射源远离观测者时，观测者接收到的 辐射频率小于辐射源的辐射频率（波长变 长） 静止辐射源无多普勒效应 其它类型的波也可多普勒效应！ Wavelength Stationary StarStar moving away from us Star moving towards us 光谱如何变化？ Strength of the Light with this Wavelength 红移 red shift 和兰移 blue shift 绿光源向你跑来，你看到蓝光 兰移 绿光源远离你， 你看到红光 红移 红移和兰移并非仅指可见光！全部电磁波都可 发生
12、多普勒效应 红移指波长增加，兰移则指波长减小 红移指频率减小，兰移则指频率增加 多普勒位移与速率的关系 在低速情况下， v ：辐射源的视向速度 c ：光速 多普勒位移 一个例子 如果辐射源远离观测者而去，谱线将发生红移 ： 再一个例子：兰移 速度 多普勒效应的几点注意 多普勒效应只告诉我们辐射源和观测者的相对 运动 多普勒位移的大小取决于天体的运动速率和运 动方向，即沿视线方向速率的大小 多普勒位移只能告诉天体的视向速度 速度与视线方向垂直：无多普勒效应 如何知道接收的辐射是否有多普勒位移？ 证认一个特定的谱线系列（如氢的巴尔末线系 ）。由其所有谱线的移动方向及大小得知天体 是靠近还是远离观测
13、者及其视向速率的大小 实验室得出 5。天文望远镜的主要功能 人眼的局限性： 有限大小有限聚光能力 不能长时间聚光 有限的频率响应范围 不能储存图像 天文望远镜拓展人眼的局限性： 望远镜更有效地收集辐射，看到更暗的天体 望远镜提供更清晰的图像，看到天体的细节 CCD 望远镜的功能1：聚光（灵敏度） 望远镜的主镜口径越大，收集光子的能力越 大，即其灵敏度越高 光学望远镜：D(直径)=6米 放大的瞳孔：D=6mm 望远镜的功能2：角分辨率 大望远镜提供高分辨 率提高探测天体细 节的能力 关于天文望远镜的常见误解1 (wrong) 放大作用:大型望远镜把天体放得更大 获得很高倍率很容易（改用短焦距目镜
14、） 大型望远镜倍率通常100至200倍，极少超过500倍 (Right) 聚光作用：使（暗弱）天体的图像更 亮更清晰 关于天文望远镜的常见误解2 (wrong) 望远镜究竟可以看到多远的天体？ 只要一个物体足够亮，无论多远都可以看到 (right) 望远镜可以看到多暗的天体？或望远镜 可以看到几等星? 只要一个物体足够暗，无论多近都看不到 6。光学望远镜 Optical Telescope 1608年，荷兰眼睛 商发明了望远镜 1609年，伽利略把 自己亲手制作的（ 折射式）望远镜 第 一次指向天空。通 过望远镜观测 星空 ，彻底改变了人类 的宇宙观 光学望远镜的类型 两大类： 折射式望远镜
15、refracting telescope：使用“凸”透 镜来收集和聚焦光 反射式望远镜 reflecting telescope：使用“凹“面镜 ”来收集和聚焦光 折反式 望远镜的组成： 物镜Objective（主镜）：决定望远镜的类型 终端设备：目镜Eyepiece 、接收器（探测器 detector）：CCD相机 光的折射原理与折射式望远镜 CCD 叶凯士Yerkes 天文台： 1.02 m 镜筒长19.2 m 里克Lick天文台： 0.91 m 折射式望远镜的优缺点 优点：容易制造 缺点：色差(chromatic aberration）形成彩虹 图像 长焦距以减小色差 光的反射原理与反射式望远镜
