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1、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 ：相应的距离3.1x1016m天文距离单位，称 为1秒差距，记作1pc1pc（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
2、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
3、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)
4、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 、NOh, be a fine girl(guy) kiss me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
5、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
6、外星系和大宇宙的研究星系天文学的先驱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
7、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
8、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 根据波长,电磁波依次分为伽玛射线、X射 线、可见光、射电波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 折反射望远镜射电望远镜：用金属板或金属
9、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
10、折射望远镜1.2米威尔逊山2.5米胡克望远镜（1918）哈勃帕洛玛5.08米海尔望远镜（1948 ）折反射望远镜兼有折射望远镜和反射望远镜的优点 视场大，光力强，适合于观测延伸天体(彗 星、星系、弥散星云等)，并可进行巡天观测 结构较复杂，较难制作哈勃望远镜(2.4米12.5吨)Supernova 1987A猫眼石星云乌鸦座天线星系相撞夏威夷凯克望远镜(10米)James Webb Space Telescope(6m)河北兴隆Lamost(2008年建成,3.6-4.9m)射电望远镜宇宙中充满无线电波 无线电波的波长比可见光长，通常玻璃不 会对其有折射作用 用金属制成类似的抛物面，将无线电波聚 焦到一点 1960年代四大发现：脉冲星，类星体，CMB，星际有机分子 现在射电望远镜成像的清晰度已可同最好 的光学照片相媲美 分辨率 /D德国100米射电望远镜波多黎各Arecibo射电望远镜（305m)贵州FAST 500m美国新墨西哥州甚大阵(VLA)射电 望远镜（21km 25m)微波波段-1989 COBE 微波波段-2001 WMAP
