《普通天文学-天体物理.ppt》由会员分享，可在线阅读，更多相关《普通天文学-天体物理.ppt（129页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
1、 普通天文学 天体物理 绪论 天文学是研究宇宙的科学 宇宙 四方上下曰宇 往古来今曰宙 淮南子 宇宙包含了所有的空间 时间 物质和能量 空间尺度 从极小到极大 最遥远星系银河系邻近恒星太阳地球人类细胞原子质子夸克 1026m 10 20m 10 10m 100m 1010m 1020m 地球 太阳系 恒星世界 星团 恒星的演化 恒星的形成 银河系 宇宙岛 河外星系 活动星系 星系集团 最遥远的星系 时间跨度 从过去到将来 向前 太阳的过去 大爆炸 时间的起点向后 太阳的演化 宇宙的未来 宇宙演化的历史 天文学的研究特点 天文学研究的基础 观测 观察和测量 天文观测是一种 被动 的试验观测 理论
2、 观测距离极远时标极长物理条件极端复杂 温度 密度 压强 磁场 天文学的发展 天体测量学 天体的位置和变化规律 天文学的发展 天体的运动定律与天体力学 天文学的发展 19世纪中叶 天体物理学诞生天体光度和光谱的测量 观测技术和理论工具飞速发展 光学天文学 射电天文学 空间天文学 全波天文学 量子论 相对论 原子核物理学 高能物理学 关于本课程 学习目的和要求学习内容成绩测定联系方式lixd 仙女座星系 距离300万光年 人们怎样去研究如此遥远的天体 第一章恒星的观测 1 1辐射基本知识 1 2恒星的距离和大小 1 3恒星的星等 1 4恒星的光谱和赫罗图 1 5双星和恒星质量 1 6天文望远镜
3、1 1辐射基本知识 1 电磁辐射人们获得天体信息的渠道主要有四种 电磁辐射 electromagneticradiation 宇宙线 cosmicrays 中微子 neutrinos 引力波 gravitationalwave 电磁辐射是其中最为重要的一种 LIGO Homestake金矿中微子实验室 电磁辐射是以变化的电磁场传递能量 具有特定波长和强度的波 波动性 波长范围 0 01 30m1 ngstrom 10 10m 波长 频率 光速c 3 1010cms 1 根据波长由长到短 电磁辐射可以分为射电 红外 光学 紫外 X射线和 射线等波段 可见光又可分解为七色光 电磁辐射由光子构成 粒
4、子性 光子的能量与频率 或颜色 有关 频率越高 低 能量越高 低 E h 其中Planck常数h 6 63 10 27ergs 1 Planck Einstein 大气窗口 atmosphericwindow 地球大气阻挡了来自空间的电磁辐射的大部分 仅在射电和光学部分波段较为透明 不透明度 2 黑体辐射 blackbodyradiation 黑体 blackbody 能吸收所有的外来辐射 无反射 并全部再辐射的理想天体 黑体辐射具有特定温度的黑体的热辐射 大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示 不同温度黑体的辐射谱 Stefan Boltzmann定律单位面积黑体辐射的能量F T4其
5、中Stefan Boltzmann常数 5 67 10 5ergcm 2s 1K 4Wien定律黑体辐射最强处的波长 max与温度之间的关系为 maxT 0 29 cmK 高温黑体主要辐射短波 低温黑体主要辐射长波 不同辐射波段的太阳 光学 紫外 X射线 射电 不同辐射波段的银河系 不同波段的旋涡星系M81 光学中红外远红外 X射线紫外射电 不同温度天体的辐射 OmegaCentauri Sun Adim youngstar shownhereinred nearthecenteroftheOrionNebula RhoOphiuchi Planck定律温度为T的单位面积黑体 在单位时间 单位
6、频率内 向单位立体角发射的能量为平方反比定律单位面积接收到的辐射强度F与光源距离d的平方成反比F d 2 3 电磁波谱 Kirchoff定律热的 致密的固体 液体和气体产生连续谱 热的 稀薄的气体产生发射线 连续辐射通过冷的 稀薄的气体后产生吸收线 恒星形成区M17中的热气体辐射谱 太阳光谱 原子结构和谱线的形成原子结构 原子核 围绕原子核旋转的电子 云 量子化的 电子轨道的大小反映了原子能态的高低 当电子从高能态跃迁到低能态 原子释放光子 产生发射线 反之产生吸收线 吸收或发射的光子能量为h En2 En1 吸收线的产生过程 氢原子光谱 波长单位 nm 氢原子光谱 谱线与恒星的化学成分不同元
7、素的原子具有不同的结构 因而有不同的特征谱线 通过比较太阳光谱和实验室中各种元素的谱线 可以确定太阳大气的化学成分 按质量计 70 H 28 He和2 重元素 按数目计 90 8 H 9 1 He和0 1 重元素 4 谱线位移 Doppler谱线位移 Dopplershift 由于辐射源在观测者视线方向上的运动而造成接收到的电磁辐射波长或频率的变化 远离 接近 观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长 短 称为谱线红移 蓝移 谱线致宽在没有外界因素的影响时 原子的谱线的自然宽度非常窄 Doppler致宽辐射源内部原子的无规热运动辐射源的整体运动 如转动 造成谱线致宽 SpectralInformat
8、ionfromStarlight 1 2恒星的距离和大小 1 恒星距离的测定 1 三角视差法 trignometricparallax 利用三角法测量恒星的距离基线越长 可测量的恒星距离越远 D B sin 周年视差 annualparallax 以地球轨道半长径作为基线测量恒星的距离 周年视差 是恒星相对于地球轨道半长径所张的夹角 通过测量恒星在天球上 相对于遥远的背景星 相隔半年位置的变化而测得 恒星的距离通常以秒差距 parsec 或光年 lightyear 作为单位 令a 1AU为平均日地距离 1天文单位 d为恒星的距离 则1秒差距是周年视差为1 的恒星的距离 1秒差距 pc 3 08
9、6 1018厘米 cm 3 26光年 ly 206265天文单位 AU 最近的恒星 CentauriProxima 0 76 d 1 3pc 4 3ly Barnard星 0 55 d 1 8pc 6 0ly 限制由于受到地球大气扰动的影响 周年视差的精确测量受到限制 地面望远镜的角分辨本领一般不超过0 01 Hipparcos卫星 1989年8月发射 的角分辨率达到0 001 测量了约100万颗恒星的距离 三角测距法只适用于近距离 30 500pc 的恒星 2 恒星的自行 propermotion 恒星在天球上的视运动有两种成分 地球和太阳的运动引起的相对运动和恒星的真实视运动 后者称为恒星
10、的自行 代表恒星在垂直于观测者视线方向上的运动 恒星的真实运动速度可以分解为横向速度 自行 和视向 或径向 速度两个分量 自行大的恒星通常是近距离恒星 但自行小的恒星并不一定是远距离的 Barnard星是具有最大自行的恒星 在22年内自行达227 10 3 yr 横向速度 88km s 3 恒星大小的测定 1 方法直接测量法 Michelson干涉法 掩食法 仅对距离近 体积大的恒星适用 间接测量法根据Stefan Boltzmann定律 恒星的光度L 4 R2 T4 通过测量恒星的光度L和表面温度T就可以得到它的半径R其中R 7 1010cm T 5770K 2 结果根据恒星体积的大小可以把
11、它们分成以下几类 超巨星R 100 1000R 巨星R 10 100R 矮星R R 恒星的大小分布为 10 5R 中子星 103R 超巨星 1 3恒星的星等 1 恒星的光度和亮度光度L luminosity 天体在单位时间内辐射的总能量 是恒星的固有量 亮度F brightness 在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射量 视亮度的大小取决于三个因素 天体的光度 距离和星际物质对辐射的吸收和散射 2 视星等m apparentmagnitude 定义古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先创立的表征恒星亮度的系统 1等星 6等星 星等值越大 视亮度越低 天文学家在此基础上建
12、立了星等系统 定义星等相差5等的天体亮度相差100倍 即星等每相差1等 亮度相差 100 1 5 100 4 2 512倍 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为F1 F2 10 0 4 m1 m2 m1 m2 2 5log F1 F2 或m 2 5log F F0 其中F0为定标常数 部分天体的视星等 2 恒星的温度和颜色 恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低 温度越高 低 颜色越蓝 红 Rigel Betelgeuse 3 视星等的种类 视星等的测量通常是在某一波段范围内进行的 根据测量波段的不同 视星等可以分为目视星等 照相星等和光电星等 在全波段测量得到的星等称为热星等 UBV测光系统
13、U ultraviolet 紫外波段星等B blue 蓝光波段星等V visual 可见光波段星等ubvy测光系统 UBV滤光片的透光率 色指数 colorindex 在不同波段测量得到的星等之差 如U B B V等 由于天体的颜色和辐射谱的形状取决于表面温度的高低 色指数的大小反映了天体的温度 StellarColorsandTemperatures 3 绝对星等M absolutemagnitude 天体位于10pc距离处的视星等 它实际上反映了天体的光度 对同一颗恒星 F10 Fd 10 d 2M m 2 5log F10 Fd 5 5logd pc 对不同的恒星 M1 M2 2 5lo
14、g L1 L2 M M 2 5log L L 其中L 3 86 1033ergs 1 M 4 75m距离模数 distancemodulus m Md 10 m M 5 5 光度与绝对星等之间的关系 10 000 100 1 0 01 0 0001 5 25 0 25 4 75 9 75 14 75 光度L L 绝对星等 1 4恒星的光谱和赫罗图 1 恒星光谱 spectrum 典型的恒星的光谱由连续谱和吸收线构成 2 恒星光谱的形成 恒星的连续谱来自相对较热 致密的恒星内部 吸收线来自较冷 稀薄的恒星大气 3 恒星的温度与光谱 恒星的表面温度还反映为恒星的特征谱线强度 例如 A型星的H线最强
15、 温度比A型星低或高的恒星 H线较弱 这是因为使不同元素的原子产生特定的光学吸收线要求原子中的电子处于某些特定的能级上 而电子的能级布居取决于温度的高低 4 Harvard光谱分类 Harvard大学天文台的天文学家在1890 1910年首先提出的恒星光谱分类法 AnnieJumpCannon Oh BeAFineGuy Girl KissMe 根据恒星光谱中Balmer线的强弱 恒星的光谱首先被分成从A到P共16类 后来经过调整和合并 按照温度由高到低的次序 将恒星光谱分成O B A F G K M七种光谱型 spectraltype 每一种光谱型可以继续分为0 9十个次型 太阳的光谱型为G
16、2 恒星的颜色 不同光谱型恒星的辐射能量比较 DigitalStellarSpectra A9 O5mainsequencestars DigitalStellarSpectra K5 F7mainsequencestars 5 赫罗图 H Rdiagram 由丹麦天文学家E Hertzsprung和美国天文学家H R Russell创制的恒星的光度 温度分布图 赫罗图的横坐标也可用恒星的光谱型 色指数 纵坐标也可用恒星的绝对星等表示 L T 恒星的分布 天空100颗最亮的恒星在赫罗图上的分布 太阳附近5pc范围内的恒星在赫罗图上的分布 SampleStarDistribution Hipparcos卫星测量的恒星的赫罗图 恒星在赫罗图上的分布特征 主序星 白矮星 红巨星 蓝超巨星 赫罗图上的等半径线M M 2 5log L L 5log R R 10log T T 即log R R 8 47 0 2M 2logT超巨星巨星半径R主序星白矮星 6 Yerkes光谱分类 恒星的光度级分类Harvard光谱分类并不能唯一确定恒星在赫罗图上的位置 Yerkes天文台的天文学家根据谱线宽度的变
