《《天体物理》校本课程教材_1.docx》由会员分享，可在线阅读，更多相关《《天体物理》校本课程教材_1.docx（49页珍藏版）》请在taowenge.com淘文阁网|工程机械CAD图纸|机械工程制图|CAD装配图下载|SolidWorks_CaTia_CAD_UG_PROE_设计图分享下载上搜索。
1、天体物理天体物理目录第0部分绪言4一、天体物理概况4二、课程纲要6第一部分辐射基本知识7第一讲电磁辐射7第二讲黑体辐射9第二部分谱线图12第一讲电磁波谱12第二讲谱线位移14第三部分恒星16第一讲恒星的距离和大小16第二讲恒星的自行18第三讲恒星大小的测定19第四讲恒星的星等20第五讲恒星的光谱23第四部分赫罗图26第一讲赫罗图26第 五部分 Yerkes 光谱分类28第一讲 Yerkes 光谱分类28第六部分 双星和恒星29第一讲 双星和恒星的质量29第七部分望远镜33第一讲天文望远镜33第二讲 哈勃望远镜37第三讲望远镜接收设备38第四讲射电干涉仪40第五讲 红外望远镜41第六讲紫外望远镜
2、42第5页共43页第0部分绪言一、天体物理概况天体物理学是物理学和天文学的一个分支。它研究天空物体的性质及它们的 相互作用。天空物体包括星，星系，行星，外部行星，宇宙的整体。物理用全部电磁谱作为手段研究发光性质。并研究天体的密度和温度及化学 成分等。天体物理研究的范围很广，要应用许多物理原理，包括：力学，电磁学， 统计力学，热力学和量子力学，相对论，核和核子物理，原子和分子物理。天体物理分为二大部分：观察天体物理和理论天体物理。观察天体物理 使用 电磁谱作为天体物理的观察手段。观察天体物理无线电天文学：用波长大过几毫米的电磁波研究辐射。例如：无线电波一般由 星际间的气体和尘云发出；宇宙微波辐射
3、由大爆炸产生；脉冲星的光发生红移，这 些观察都要求十分大的无线电望远镜。红外天文学：用红外光研究辐射。通常用类似光学显微镜作红外观察。光学天文学是最古老的天文学。最常用的仪器是配上电荷耦合器或谱仪的望 远镜。大气对光学观察有些干扰，用改型光学和空间望远镜以得到最大可能清晰 的图像。在此波段内，可观察到星体；也可观察到化学谱去分析星，星系和星云 的化学成份。紫外，x-射线和伽玛射线天文学：研究能量高的的天体，如双脉冲星，黑洞 及其它这类辐射不易进入大气层。可用二种方法观察这类电離谱：空间为基地的 望远镜和以地为基地的切伦科夫空气望远镜。除电磁辐射外在地球能观察很少从远距离辐射来的物体信息。已建立
4、了一些 重力波观察，但很难观察重力波。也建立了中微子观察。已初步研究了太阳的情 况。也已观察到有高能的宇宙射线粒子冲击地球大气层。可在不同时标观察，大多光学观察在分到小时内。变化快过这段时间的则看 不到。但历史显示一些物体在世纪和千年内变化。另一方而，无线电观察可在毫 秒内（毫秒脉冲星）或成年长（脉冲星减速研究）。不同时标所得到的信息也不同。在天体研究中，研究太阳有便利之处。因为它比其它星的距离近。可用不同 方法观察，了解较多。因此，从太阳所得的数据，可做为了解其它星的先导。星如何变化，恒星如何演化的项目是常把各种星放在赫罗图 （Hertzsprung-Russe I I）中模型化。在这图中可
5、看到代表星体的状态（从生成到灭 亡）。天体的材量成份，常用（1）光谱。（2）无线电天文学。（3）中微子天文学进行 分析。理论天体物理理论天体物理使用一些手段：包括分析模型化和计算机数字 模拟。都各有自己的优点。分析模型化一般对不深入星体内部时较有利。数字模 拟可指示存在的现象和尚未看到的效应。理论天体物理理论天体物理努力去建造理论的模型和勾画出这些模型的结果。这有助于帮 助观察者寻找驳倒模型的数据，或选择模型。理论也企图用新数据去建造新模型或更正模型。在不一致情况下，一般是对 模型做最少修改去适合数据。一段时间内大量不一致的数据会导致放弃模型。理论天体物理研究的项目包括：星体动力学和演化；星系
6、的形成；磁流体动力 学；宇宙间大尺寸物质结构；宇宙射线的起源；广艾相对论和物理宇宙学；包括弦 （str i ng）宇宙学和天体粒子物理。天体物理中较广泛接受的理论和模型包括丄ambda CDM大爆炸模型，宇宙膨 胀论，暗物质，暗能量和物理的基本理论。虫洞（Wormholes）是还待求证的理论 例子。历史天体物理学历史天体物理学主要利用古代历史记录、古温及古地质还原天体状态，用于 古生物学、地质学、考古学及部分天体物理学说的验证上，这门学科自2011年 来逐渐成为天体物理当中一门重要的学科，有相当程度的实用性。由于天体运动具有不可逆算性，天体撞击会导致原有的轨道痕迹完全消失而 无法进行逆计算，天
7、体状态的还原精确度通常只能回算到一定的年代为止，年代 较久远的逆运算只能透过古温粗略计算地球轨道位置，用于估计地质年代当中的 古温及轨道影响。考古学方而，在全新世以内的天文年代学几年来成为相当重要的参考，使用 于计算古代气候变化对于社会发展的影响帮助非常的大。例如，古代大洪水的考 证问题上，天文年代学及地质学成为最重要的参考依据。二、课程纲要基本项目课程名称：天体物理课程类型：科学素养类授课老师：林明授课对象：高二年级学生教学材料：结合资料、教材自编，影像资料授课时间：2020年5月-2020年7月课程标准1认识宇宙的天体知识，增进对宇宙中未知的了解；2.感悟宇宙的魅力，增强对宇宙的探索诉求。
8、课程内容第一部分：辐射基本知识第二部分：谱线图第三部分：恒星第四部分：赫罗图第五部分:Yerkes光谱分类第六部分：双星和恒星的质量第七部分：望远镜课程实施建议本课程在高二年级开设，在一个学期内完成，本课程由18课时构成。通过 学生通过观看相关宇宙天体影像资料，引字学生收集相关资料，并在课堂上互相 交流。课程评价评价指标1:学生自评与互评相结合，即上课出勤情况、课堂纪律情况、参 与活动情况、团结协作情况；评价指标2:平时上课表现情况与考查相结合；评价指标3:教师综合评定给与相应等级；评价等级均为：优、良、合格、不合格四个等级。天体物理第一部分辐射的基本知识第一讲电磁辐射教学时间：2020年5月
9、13日(周三下午第一节) 教学目标：学生通过观看天体的影像资料.交流信息，引导学生认识宇宙天体知 识。在学习与交流中，增进学生对宇宙文明的了解。教学内容:1.电黴辐射人们获得天体信息的渠道主要有四种：电该辐射(eIectromagneticradiation)宇宙线(cosmic rays)中微子(neutrinos)引力波(gravitational wave)电z兹 辐射是其中最为重要的一种。电嫌辐射是以变化的电礁场传递能量、具有特定波长和强度的波(波动性)。 波长范围：V0.0M- 30 m1 A ngstrom = 10-10 m根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电.红外、光学、紫外
10、、X射线和丫射线等波段, 可见光又可分解为七邑光。Incroosing energywwwwvwxzv/vIncr9a$irg v/avelenglh1Gomma raysX-foysUltra- Violet1Infrored1Radio wavesRadar TV FMAM0.0001 nm 0.01 nm1 m 100 m10 nm 1000 nm 0.01 cm 1 cm第9页共43页电该辐射由光子构成（粒子性）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 v其中 Planck 常数 h = 6. 63X 10-27 erg sTPlanckEinste
11、in大气窗口 （atmospheric window）: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。Wrarcd2C060Mirrav?wGxmaRahn匕 bluJ400 kn一 63emttA0.1 I *gIhraiolel Shor *xdenohj Unc*feTiodiar10 4* Im 2m 100 m fhdbUAO/kflflFWftaJio wavatAwara mocR“bNkK(e作业布置 上网查阅相关电濟辐射的材料，进一步了解电礁辐射第二讲黑体辐射教学时间：2020年5月20日(周三下午第一节)教学目标：学生通过观看天体的影像资料、交流
12、信息，引导学生认识宇宙天体知 识。在学习与交流中，增进学生对宇宙文明的了解。教学内容：黑体辐射(blackbody radiation)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。6 3 110102-un 10010Wa/eiensth (nn)不同温度黑体的辐射谱Stefan-BoItzmann 定律单位面积黑体辐射的能量F= aT4其中Stefan-Boltzmann常数a =5. 67X10 -5 erg cm-2s-1 K-4 Wien定律 黑体辐射最强处的波长
13、入max与温度之间的关系 为入max T = 0. 29 (cm K)高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。WAVELENGTH4xeIKI：知理CehwlC .273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天体物理光学不同波段的旋涡星系M81中红外远红外X射线紫外射电不同温度天体的辐射沖2比T 60(Kk第13贞共43页Planck定律温度为T的单位而积黑体，在单位时间、单位频率内、向单位立体角发射的 能量为平方反比定律单位而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作业布置 上网查阅相关电濟辐射的材料，进一步了解黑体辐射第二部分波谱图第一讲电磁波谱教学时
14、间：2020年5月27日（周三下午第一节）教学目标：学生通过观看天体的影像资料、交流信息，引导学生认识宇宙天体知 识。在学习与交流中，增进学生对宇宙文明的了解。教学内容：电礁波谱热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱：热的、稀萍的气体产生发射线；连续辐射通过冷的、柿薄的气体E产生吸收线。恒星形成区M17中的热气体辐射太阳光谱十INtcn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 v =En2 - En1decticm ia M
15、gfcej aoargy arfjjtAtr，严 Ci 严 7MwhM线与恒星的化学成分不同元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。按质董计，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。作业布置 上网查阅相关电離波谱的材料，进一步了解电濟波谱第二讲谱线位移教学时间：2020年6月3日（周三下午第一节）教学目标：学生通过观看天体的影像资料、交流信息，引导学生认识宇宙天体知 识。在学习与交流中，增进学生对宇宙文明的了解。教学内容：Doppler谱线位移（Dop
16、pler shift）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嫌辐射波长或频率的变化。远离（接近）观测者辐射源发出 的电礁辐射波长变长（短），称为谱线红移（蓝移）。第14页共43页天体物理Wavele nqth is shorter; freque ncy is higher 1thWavelength er, is Ion ger; 1C frequency /er is lower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 Red smttOtJde(ve rt7(*5rtt
17、aw?2.恒星的温度与光谱恒星的表而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，温度比A型星低或高的恒星，H线较弱。Temperature CK)oooogRelative line strengthO B A F Q K MSpectral class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。cWc rcaoduakn aaMlra$00010.00015.00020.00025.000Tcmpcrntuxc(K)O.pgjcaa* caHInaatodx*C*t?rltnrrjylr4 M”Ag *5*
18、xn c*t?Mewrr/ kw W 4Q e* m Tc snUxa vn& dart h*/trogsn at*Q-0i0Ml tM Citi 10 ht tftff、H f ”8 *U3 fitylb hfCh3n ln0h l!s*b*3. 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。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0, B. A,F, G, K, M 七种光谱型(spectra I type).80.280.0 opoos
19、恒星的颜色不同光谱型恒星的辐射能量比较Ultraviolet Blue Yellow Rod mfrareo疳 U2U一 / yr)2其中a, P为双星的轨道半长径和周期(2)夭体测量双星(astrometr ic binar ies)某些双星的一颗子星较暗，很难观测到，但通过较亮子星的自行轨迹的变化 推测其伴星的存在。双星系统的质心以直线运动，但每一颗子星的运动轨迹是波浪形的，如天 狼星(Sirius) 03. 分光双星 (spectroscopic binar ies)通过子星轨道运动引起的谱线的Doppler位移确定其双星性质。 双线、单线分光双星。谱线位移取决于双星轨道倾角的大小。Ob
20、server得到VI=v-slnz- plsm,ax =+ rn2天体物理posu/e8Time质量函数（mass function）利用Kepler第三定律消去上式中的a得到双星的质量函数为5益游世由于轨道倾角未知，由恒星的质量函数不能确定恒星的质量，但可用于恒星质量 的统计分析。4.食双星（eclipsing binar ies）子星相互交食造成亮度变化的双星。光变曲线（light curve）:子星间的相互交食造成双星亮度的变化曲线。由光变曲线可以得到：两颗子星的温度比、轨道倾角（T恒星质量）和恒星的大小。Sucondary Ediooow Pdmory Eipe第35贞共43页Time
21、4.主序星的质光关系和质量-半径关系 恒星质量分布： 0. 1MOWMW 100 M0（褐矮星）密度分布：10-6 gcm-3 （超巨星）-1.4 gcm-3 （太阳）-*106 gcm-3 （白矮星）Pistol Nebula and F48divo Str HST WCf/06 田kFST Sd CFO 。円申IX内x皿Brown Dwart Gliese 229BHubbie Sppg Tsi escope Wide Reki Planetary Camera Novetnber 17.1996Palomar Obssrvatoryr Discovery image October 27
22、. 19W天体物理主序星的质光关系：L M 2-4主序星的质量-半径关系：R M 0. 5-10.30.102 0.5 125 10 20Wass: (shr units)z、；SunMaa & units)101 (PW 2002 含 CUEJ0 2 1作业布置上网查阅相关双星和恒星的质量的材料, 量进一步了解双星和恒星的质第39页共43贞第七部分望远镜第一讲天文望远镜教学时间:教学目标：学生通过观看天体的影像资料、交流信息，引字学生认识宇宙天体 知识。在学习与交流中，增进学生对宇宙文明的了解。教学内容：反射望远镜折射望远镜Focus折射望远镜的缺点色散对红外、紫外光线吸收镜面形变镜面（双面）磨制最大的（1米）折射望远镜反射望远镜的类型牛顿式卡寒格林式折轴式EyepiecePalomar天文台的5米Hale望远镜Keck双望远镜之一（口径10米）望远镜的性能指标聚光能力 天体成像亮度00有效镜面面积 X有效口径2角分辨本领主要取决于光的衍射角分辨率（角秒）二0.25入（um） / D （m）天体物理第36页共43页心left大气扰动影响欧洲南方天文台作业布置 上网查阅相关天文望远镜的材料，进一步了解天文望远镜天体物理第二讲哈勃空间望远镜教学时间：教学目标：学生通过观看天体的影像资