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1、宇宙学概论 朱国怀 浙江大学物理系 浙江近代物理中心 走出太阳系距离的测量 夜空中的星星与太阳：天体的二维分布 遥远天体的距离天体立体分布 历史上很长时间无法测量遥远天体的距离 现在对不同距离有不同的测量方法 三角测距法（恒星视差法） 恒星的光谱（赫罗图） 周期性脉动变星造父变星 超新星Ia型 红移-距离关系 相隔半年对待测恒星的视位置作两次测 量，即可定出角度a，称为视差 三角测距法 恒星视差法 ：相应的距离3.1x1016m 天文距离单位，称 为1秒差距，记作1pc 1pc（parsec）=3.26光年 秒差距为距离单位，角度用秒”作单位 距离公式： 例：某恒星的视差为0.1” 它距离我们
2、10pc，即33光年 测定恒星视差的努力 1725年布莱德利在烟囱上架起望远镜观测横 越伦敦天顶的天龙座星，以铅垂线测角度 结果显示天龙座星的位置变化可达20，且 位置最大变化并非以年为周期，而是以天为 周期 测定恒星视差的努力（2） 之后布莱德利在姑妈家屋顶上架起第二台望 远镜，可观测更多恒星。为了将观测仪器放 在空气较稳定的地下室，姑妈忍痛同意在地 板上挖个大洞 至1728年观测了200余颗恒星，结果显示每 颗恒星行为都一样，既有以年为周期的幅度 20的变化，也有以天为周期，幅度1的变 化，且每天先向北缓慢漂移，再向南移 恒星光行差 周年光行差：地球公转 周日光行差：地球自转 同样证明地球
3、不是静止的 光速测量 地球的章动 太阳和月亮的潮汐力影响 复杂的周期，其中183天周 期的幅度为1量级，对所 有恒星有同样的影响 恒星还有自行运动，最大10/年 Bessel(1838.12)历时18个月测出天鹅座61号星距 离(3.3pc) 1784 1846 天鹅座61号星：5等星，但自行大（约4/年 ） (Bessel)视差为0.3” ，距离我们3.3pc 几个月后Henderson于好望角测出离太阳系最 近的恒星：半人马座星，全天第三亮星 视差为0.765” ，距离是1.4pc 肉眼看来最亮的星：大犬座的星(天狼星) 视差为0.375” ，距离是2.7pc 地面观测，地球公转轨道直径作
4、基线： 测量恒星距离的范围：大约100pc (银河系中很小的一部分) 卫星太空观测范围：103pc (将来：106pc) 不能精确测定更远恒星的距离 至今在20pc内共观测到了2681颗恒星： 太阳的附近无序地分布着大量的恒星 相互间的平均间距在1pc左右 三角法的局限 天体研究的一个重要手段： 对接收到的星光进行光谱分析 夫琅和费（1814） 基尔霍夫（1861） 恒星光谱： 分析恒星物质组成 推测恒星表面温度 物体温度越高，光谱越蓝，反之就越红 恒星光谱-天体物理学的开始 哈佛系统将恒星光谱分为十大光谱型 O、B、A、F、G、S、K、M 、R 、N Oh, be a fine girl(g
5、uy) kiss me The Harvard Computers 恒星光谱与温度 赫罗图-恒星的演化 恒星星光的光谱其表面温度 再利用赫罗图它的大致光度 再结合观测到的视亮度它与我们的距离 这种方法受到恒星光度的限制 太遥远恒星：视亮度很低，以至我们观测 不到或者观测误差太大 能测量的距离105pc 能测出银河系中大多数恒星的距离 脉动变星-走出银河系 麦哲伦星云中25个造父变星：Leavitt,1912年 哈勃的量天尺 造父变星：光变周期与光度有确定关系， 光度通常很大，约比太阳亮5个量级 这种方法能测量的距离比主序星大很多， 达到10Mpc的范围 远处星系中周期性脉动变星测出其距离 同时
6、可得到该星系离我们的距离，因为一 般星系的大小与这距离相比小的多 星云 ：云雾状天体(17世纪发明望远镜后) 哈勃(1923年)：仙女座星云造父变星与地球 的距离，确定它在银河系外，并把星系和 星云、星团区分开 哈勃: 开辟河外星系和大宇宙的研究 星系天文学的先驱 哈勃定律-宇宙正在膨胀 假设：远处和近处造父变星亮度一致 （1）哈勃观测到远处所有恒星都远 离太阳而去，岂不是说明太阳的特 殊地位是宇宙的中心？ （2）哈勃怎么才能测到恒星远离太 阳的退行速度？ 由于宇宙在膨胀，导致远处的星体 发出的任何波段的光在到达地球后 其波长会变长，即会发生红移 这种波长的变化与多普勒效应相似 星体距离地球越
7、远，其被观测到的 光的红移就越大，因此红移的大小 可以被用来表示距离的大小，还可 以代表时间 近几十年才发展起来的测距方法 光度非常大： 平均最大光度约为太阳光度的一亿倍 最重要的是Ia型超新星： 很有用的距离标志物 一般超新星测距都指的是Ia型超新星 超新星作距离标志物 大部分Ia型超新星：最明亮时的光度都很接 近，是太阳光度的10亿倍左右 最大光度较大的Ia型超新星在达到峰值后变 暗较慢，而最大光度小的则变暗比较快 测定达到最大亮度及其后15天的亮度变化 ，就能很好地把它的最大光度推断出来 处于一个密近双星系统的白矮星：质量超过 Chandrasekhar极限（1.4 Msun)时，星体塌
8、缩 ，将引起核区碳元素爆发性燃烧，导致白 矮星的毁灭Ia型超新星爆发 Ia型超新星：测量几十至几百Mpc星系距离 的最好方法 超新星爆发是一种罕见的天文现象，确定 为Ia型超新星的事例更少 超新星是研究宇宙学大尺度结构和演化的 重要方法，利用超新星得到的“距离红移 ”关系发现了宇宙的加速膨胀和暗能量存 在 红移测距 由于宇宙在膨胀，导致远处的星体发出的任 何波段的光在到达地球后其波长会变长，即 会发生红移 这种波长的变化与多普勒效应相似 星体距离地球越远，其被观测到的光的红移 就越大，因此红移的大小可以被用来表示距 离的大小，还可以代表时间 天体的红移：非常容易测量 “红移距离”关系由宇宙的物
9、质组份决定 ： 知道了组成宇宙各种物质的精确比例，从 红移就马上可以得到该物体的距离 理论上从星系的尺度到可观测的最大尺度 ，都可以用红移来测量距离 天文学家都用红移来表示距离和时间 红移测距（2） 宇宙探测的手段 除了利用普通的光学望远镜加上光谱分析 还可以利用什么手段探测宇宙和天体？ 宇宙探测的手段 获得天体信息的主要渠道： 电磁波、中微子、宇宙线和引力波 引力波：从广义相对论中推导出来的引力 场波动，尚未被证实；一旦被探测到，将 成为获得天体信息的重要渠道 宇宙线：来自宇宙空间由各种高能粒子形 成的射流 $2.79亿 $2.79亿 K KM3NeT 引力波探测-LIGO Hanford,
10、 Washington Livingston, Louisiana 相距3000KM LIGO($3.65亿) 引力波效应：10(-18)m4km 地震，高真空，伐木影响等 LISA Livingston, Louisiana Livingston, Louisiana Livingston, Louisiana Livingston, Louisiana 电磁辐射:研究天体最基本和最重要的渠道 绝大部分天文探测成果来自于电磁辐射 地面望远镜只有两大类，为什么? 大气窗口 光学和射电望远镜 这两种电磁波可以穿透大气，因此可以在 地球表面探测 光学望远镜：折射望远镜、反射望远镜和 折反射望远镜
11、射电望远镜：用金属板或金属网做成的接 收天线 伽利略最初制造的就是折射望远镜 折射望远镜的物镜由透镜组成，光线折射 后到达目镜，再由目镜放大到达观测者 折射望远镜成像清晰，视场宽广，宜于做 巡天和天体的精确定位工作 早期的折射望远镜 最大的折射望远镜叶凯士望远镜（ 1897）口径40英寸 折射望远镜由于光线经过物镜后会产生像差 （在早期是一个难以克服的问题） 牛顿利用反射镜成像原理制作了反射望远镜 反射望远镜镜身矮小，成像质量较高，但视 场较小，因而不宜做巡天工作 反射望远镜的光线会反射回入射端，要观测 的话需要专门设计光路 牛顿亲手制作的反射望远镜： 口径5cm，镜身15cm，可放大40倍 ，可与2m长的折射望远镜相媲美 赫歇尔反射望远镜1.2米 赫歇尔(1738-1822), 及其妹妹,儿子 汉诺威军乐队逃兵（法德战争） 英国巴斯教堂管风琴师 自制反射式望远镜(无赤道仪) 1781：发现天王星，皇家学会会员 “马粪铸模”事件 银河系形状，土卫，天王星卫星 仙女座大星云(M31)：数百万颗恒星 猎户座大星云：产生未来恒星的混沌物质 威尔逊山2.5米胡克望远镜（1918）哈勃 帕洛玛5.08米海尔望远镜（1948 ）
