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1、普通(ptng)天文学天体(tint)物理第一页，共129页。绪 论天文学是研究宇宙(yzhu)的科学。宇宙(yzhu)：四方上下曰宇，往古来今曰宙。淮南子宇宙(yzhu)包含了所有的空间、时间、物质和能量。第二页，共129页。空间尺度(chd)：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(yunz)质子夸克1026m10-20m10-10m100m1010m1020m第三页，共129页。地球(dqi)第四页，共129页。太阳系第五页，共129页。恒星(hngxng)世界第六页，共129页。星团(xngtun)第七页，共129页。恒星(hngxng)的演化第八页，共129页。恒星
2、(hngxng)的形成第九页，共129页。银河系第十页，共129页。宇宙(yzhu)岛河外星系第十一页，共129页。活动(hu dng)星系第十二页，共129页。星系(xngx)集团第十三页，共129页。最遥远(yoyun)的星系第十四页，共129页。时间跨度：从过去(guq)到将来向前：太阳的过去、大爆炸、时间的起点(qdin)向后：太阳的演化、宇宙的未来第十五页，共129页。宇宙演化(ynhu)的历史第十六页，共129页。天文学的研究(ynji)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(lln)观测距离极远 时标极长 物理条件极端复杂（温度、密度、压强、
3、磁场）第十七页，共129页。天文学的发展(fzhn)天体(tint)测量学：天体(tint)的位置和变化规律第十八页，共129页。天文学的发展(fzhn)天体(tint)的运动定律与天体(tint)力学第十九页，共129页。天文学的发展(fzhn)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(gngj)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。第二十页，共129页。关于(guny)本课程学习目的和要求(yoqi)学习内容成绩测定联系方式第二十一页，共129页。仙女座星系(xngx)，距离300万光年人们怎样(znyn
4、g)去研究如此遥远的天体？第二十二页，共129页。第一章 恒星(hngxng)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(shungxng)和恒星质量1.6 天文望远镜第二十三页，共129页。1.1 辐射(fsh)基本知识1.电磁辐射 人们(rn men)获得天体信息的渠道主要有四种：电磁辐射(electromagnetic radiation)宇宙线(cosmic rays)中微子(neutrinos)引力波(gravitational wave)电磁辐射是其中最为重要的一种。LIGOHomestake金矿(jnkun)中微子
5、实验室第二十四页，共129页。电磁辐射是以变化(binhu)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 30 m1 ngstrom=10-10 m(波长)(频率)光速c=31010 cms-1第二十五页，共129页。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(shxin)和射线(shxin)等波段，可见光又可分解为七色光。第二十六页，共129页。电磁辐射(din c f sh)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,其中Planck 常数h=6.6310-27 erg s-1 PlanckEi
6、nstein第二十七页，共129页。大气(dq)窗口(atmospheric window)地球大气(dq)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。第二十八页，共129页。不透明度第二十九页，共129页。2.黑体(hit)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(zhngchng)恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示。不同温度(wnd)黑体的辐射谱第三十页，共129页。Stefan-Boltzmann定律 单位(dnwi)面积黑体辐射的
7、能量 FT4其中Stefan-Boltzmann常数5.6710-5 erg cm-2s-1 K-4 Wien定律 黑体辐射最强处的波长max与温度之间的关系为max T0.29(cm K)高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。第三十一页，共129页。不同(b tn)辐射波段的太阳光学(gungxu)紫外X射线射电第三十二页，共129页。不同(b tn)辐射波段的银河系第三十三页，共129页。不同波段(bdun)的旋涡星系M81光学(gungxu)中红外远红外X射线紫外射电第三十四页，共129页。不同温度天体(tint)的辐射Omega CentauriSunA dim,young st
8、ar(shown here in red)near the center of the Orion NebulaRho Ophiuchi第三十五页，共129页。Planck定律温度为T的单位面积黑体，在单位时间、单位频率(pnl)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Fd-2第三十六页，共129页。3.电磁波谱 Kirchoff定律 热的、致密的固体、液体和气体(qt)产生连续谱；热的、稀薄的气体(qt)产生发射线；连续辐射通过冷的、稀薄的气体(qt)后产生吸收线。第三十七页，共129页。恒星(hngxng)形成区M17中的热气体辐射谱太阳
9、(tiyng)光谱第三十八页，共129页。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(fnyng)了原子能态的高低。第三十九页，共129页。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(fnzh)产生吸收线。吸收或发射的光子能量为hEn2-En1第四十页，共129页。吸收线的产生(chnshng)过程第四十一页，共129页。氢原子光谱（波长(bchng)单位：nm）Lyman线系线系n1=1Balmer线系线系n1=2Paschen线系线系n1=3Brackett线系线系n1=4Pfund线系线系n1=5n2=2 121.63
10、102.6656.3497.2486.11875595.0434.112824050693.8410.2109426307460 91.2364.782114602280第四十二页，共129页。氢原子光谱(gungp)第四十三页，共129页。谱线与恒星的化学成分 不同元素的原子具有(jyu)不同的结构，因而有不同的特征谱线。第四十四页，共129页。通过比较太阳光谱和实验室中各种(zhn)元素的谱线，可以确定太阳大气的化学成分。按质量(zhling)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。第四十五页，共129页。4.谱线位移(wiy)Doppl
11、er谱线位移(Doppler 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磁辐射波长或频率的变化。远离（接近(jijn)）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）。第四十六页，共129页。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(zhngt)运动（如转动）造成谱线致宽。第四十七页，共129页。Spectral Information from Starlight Observed Spectral CharacteristicInformation ProvidedPeak
12、frequency or wavelength of continuous spectraTemperature(Wiens law)Lines presentComposition,temperatureLine intensitiesComposition,temperatureLine widthTemperature,turbulence,rotation speed,density,magnetic fieldDoppler shiftLine-of-sight velocity第四十八页，共129页。1.2 恒星的距离(jl)和大小 1.恒星距离的测定(1)三角视差(shch)法(
13、trignometric parallax)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第四十九页，共129页。周年视差(annual parallax)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(xingdu)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(xingg)半年位置的变化而测得。第五十页，共129页。恒星的距离通常以秒差距(chj)(parsec)或光年(light year)作为单位。令a=1 AU 为平均日地距离（1天文单位），d为恒星的距离，则 1 秒差距(chj)是周年视差为1的恒星的距离。1 秒差距
14、(chj)(pc)=3.0861018厘米(cm)=3.26光年(ly)=206265天文单位(AU)第五十一页，共129页。最近(zujn)的恒星 CentauriProxima=0.76d=1.3pc（4.3ly）Barnard星=0.55 d=1.8pc(6.0ly)第五十二页，共129页。限制 由于(yuy)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0.01Hipparcos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（30-500 pc）的恒星。第五十三页，共129页。2.恒星(h
15、ngxng)的自行(proper motion)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。后者称为恒星的自行，代表恒星在垂直于观测者视线(shxin)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。第五十四页，共129页。自行大的恒星通常(tngchng)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=88 km/s第五十五页，共129页。3.恒星大小(dxio)的测定(1)方法 直接测量法：Michelson干涉法、掩食法（仅
16、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(gungd)L=4R2T4,通过测量恒星的光度(gungd)L和表面温度T就可以得到它的半径R 其中 R=71010 cm,T=5770 K。第五十六页，共129页。(2)结果 根据(gnj)恒星体积的大小可以把它们分成以下几类：超巨星 R 100-1000 R巨星 R 10-100 R矮星R R恒星的大小分布为：10-5 R(中子星)103 R(超巨星)第五十七页，共129页。1.3 恒星(hngxng)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
17、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(xshu)和散射。第五十八页，共129页。2.视星等m(apparent magnitude)(1)定义(2)古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先(shuxin)创立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。(3)星等值越大，视亮度越低。(4)天文学家在此基础上建立了星等系统，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=100.42.512倍。(5)星等分别为m1和m2的恒星亮度之
18、比为(6)F1/F2=10-0.4(m1-m2)(7)m1m2=2.5log(F1/F2)(8)或m=2.5log(F/F0)，其中F0为定标常数。第五十九页，共129页。部分(b fen)天体的视星等第六十页，共129页。(2)恒星的温度(wnd)和颜色 恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低(god)。温度越高（低），颜色越蓝（红）。RigelBetelgeuse第六十一页，共129页。(3)视星等的种类(zhngli)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(ddo)的星等称为热星等。UBV测光系统。U(ul
19、traviolet)-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。第六十二页，共129页。UBV滤光片的透光率第六十三页，共129页。色指数(colorindex)在不同波段测量得到的星等(xngdng)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。第六十四页，共129页。Stellar Colors and TemperaturesCOLOR INDEXSURFACE TEMPERATURE(K)B intensity/V intensityB magnitude V magnitud
20、e1.3-0.2830,0001.00.010,0000.550.656,0000.211.73,000第六十五页，共129页。3.绝对(judu)星等M(absolute magnitude)天体(tint)位于10 pc 距离处的视星等，它实际上反映了天体(tint)的光度。对同一颗恒星：F10/Fd=(10/d)-2Mm=2.5 log(F10/Fd)=55 log d(pc)对不同的恒星：M1M2=2.5 log(L1/L2)MM=2.5 log(L/L)其中L=3.861033 ergs-1,M=4.75m 距离模数(distance modulus)：m-M d=10(m-M+5)
21、/5第六十六页，共129页。光度与绝对(judu)星等之间的关系10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度(gungd)L/L绝对(judu)星等第六十七页，共129页。1.4 恒星(hngxng)的光谱和赫罗图 1.恒星光谱(gungp)(spectrum)典型的恒星的光谱(gungp)由连续谱和吸收线构成。第六十八页，共129页。2.恒星(hngxng)光谱的形成恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部(nib)。吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。第六十九页，共129页。3.恒星(hngxng)的温度与光谱恒星的表面温度还反映为恒星的特征
22、(tzhng)谱线强度。例如(lr)，A型星的H线最强，温度比A型星低或高的恒星，H线较弱。第七十页，共129页。这是因为使不同元素的原子产生特定的光学(gungxu)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。第七十一页，共129页。4.Harvard光谱(gungp)分类 Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先(shuxin)提出的恒星光谱分类法。AnnieJumpCannon第七十二页，共129页。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
23、调整(tiozhng)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).第七十三页，共129页。光谱型 表面温度(K)颜色 特征谱线 O 30,000蓝强电离He线，重元素多次电离线B20,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，H线A10,000白H线，重元素一次电离线F7,000黄白重元素一次电离线，H线和中性金属线G6,000黄重元素一次电离线，中性金属线K4,000红橙中性金属线，重元素一次电离线M3,000红中性金属线，分子带每一种光谱型可以(ky)继续分为0-9十个次型。太阳的光谱型为G2。第七十四页，共129页。恒星(
24、hngxng)的颜色不同光谱型恒星(hngxng)的辐射能量比较第七十五页，共129页。Digital Stellar SpectraA9-O5 main sequence stars 第七十六页，共129页。Digital Stellar SpectraK5-F7 main sequence stars第七十七页，共129页。5.赫罗图(H-R diagram)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(judu)星等表示。LT恒星(hngxng)的分布？第七十八页
25、，共129页。天空(tinkng)100颗最亮的恒星在赫罗图上的分布。第七十九页，共129页。太阳(tiyng)附近5 pc范围内的恒星在赫罗图上的分布。第八十页，共129页。Sample Star Distribution第八十一页，共129页。Hipparcos卫星(wixng)测量的恒星的赫罗图。第八十二页，共129页。恒星在赫罗图上的分布(fnb)特征主序星白矮星红巨星蓝超巨星第八十三页，共129页。赫罗图上的等半径(bnjng)线MM2.5log(L/L)5log(R/R)10log(T/T)即log(R/R)8.470.2M2logT超巨星巨星半径(bnjng)R主序星白矮星第八十
26、四页，共129页。6.Yerkes光谱(gungp)分类(1)恒星的光度级分类(2)Harvard光谱分类并不能唯一确定恒星在赫罗图上的位置，(3)Yerkes天文台的天文学家根据谱线宽度的变化，对恒星进行(jnxng)光度分类。(4)原因：谱线的压力（碰撞）致宽。(5)如主序星，体积小，大气密度高，压力高，碰撞频繁，谱线较宽；巨星，体积大，密度低，压力小，谱线尖锐。第八十五页，共129页。根据恒星光度的高低(god)，将恒星分为IVII七个光度级。光度级数值越小，表明恒星的光度越高。Ia最亮超巨星、Ib次亮超巨星II亮巨星、III巨星、IV亚巨星V矮星VI亚矮星、VII白矮星第八十六页，共1
27、29页。(2)恒星的二元光谱(gungp)分类 在光谱分类的基础上，结合恒星的光度级分类得到恒星的二元光谱分类。如太阳的光谱型为G2V。由恒星的光谱型可以(ky)确定恒星的表面温度和光度，即恒星在赫罗图上的位置。分光视差(spectroscopic parallax)利用恒星的光谱特征测定恒星的距离。光谱绝对星等距离模数距离第八十七页，共129页。1.5 双星和恒星(hngxng)的质量 1.双星(shungxng)由在彼此引力作用下互相绕转的两颗恒星组成的双星(shungxng)系统。大部分的恒星位于双星(shungxng)和聚星系统中。组成双星(shungxng)的两颗恒星均称为双星(sh
28、ungxng)的子星（主星、伴星），以椭圆轨道相互绕转。第八十八页，共129页。研究(ynji)双星的意义验证万有引力定律测量恒星质量研究恒星结构（形状、大小、大气(dq)）研究恒星演化第八十九页，共129页。2.目视双星和恒星质量(zhling)的测定(1)目视双星(visual binaries)在望远镜内能够(nnggu)分辨出两颗子星的双星系统。Krueger60第九十页，共129页。双星的轨道(gudo)运动 两颗子星围绕公共(gnggng)质心作椭圆运动，半长径分别为a1和a2.公共(gnggng)质心位于椭圆的焦点上，子星在运动时与公共(gnggng)质心始终位于一条直线上。椭圆
29、轨道的大小与子星的质量有关，M1a1M2a2如果以一颗子星以参照点，另一颗子星的相对运动也是一个椭圆，其半长径为aa1+a2第九十一页，共129页。目视双星质量的测定利用Kepler第三定律和Newton万有引力定律：得到：以太阳-地球系统为参照其中(qzhng)a,P为双星的轨道半长径和周期。第九十二页，共129页。(2)天体(tint)测量双星(astrometric binaries)某些双星的一颗子星(z xn)较暗，很难观测到，但通过较亮子星(z xn)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(z xn)的运动轨迹是波浪形的，如天狼星（Sirius）。
30、第九十三页，共129页。3.分光(fn un)双星(spectroscopic binaries)通过子星轨道(gudo)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(gudo)倾角的大小。第九十四页，共129页。视向速度曲线由子星谱线的Doppler位移得到的子星的视向速度随时间的变化曲线。如子星1的轨道运动速度为V1,0，双星轨道平面的法线与视线(shxin)的夹角为i,它的视向速度为由于得到且第九十五页，共129页。由于(yuy)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。质量(zhling)函数(mass
31、function)利用Kepler第三定律消去上式中的a得到双星的质量(zhling)函数为第九十六页，共129页。4.食双星(shungxng)(eclipsing binaries)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(gudo)倾角（恒星质量）和恒星的大小。第九十七页，共129页。5.主序星的质光关系(gun x)和质量-半径关系(gun x)恒星(hngxng)质量分布：0.1MM 100 M （褐矮星）密度分布:10-6 gcm-3（超巨星）1.4 gcm-3（太阳）10
32、6 gcm-3（白矮星）第九十八页，共129页。主序星的质光关系：LM2-4主序星的质量(zhling)-半径关系：RM0.5-1第九十九页，共129页。不同质量的恒星(hngxng)在H-R图上的分布恒星(hngxng)的质量决定了恒星(hngxng)在H-R图上的位置。高质量的恒星(hngxng)明亮且高温，位于主序带的上部。低质量的恒星(hngxng)黯淡且低温，位于主序带的下部。第一百页，共129页。1.6 天文(tinwn)望远镜第一百零一页，共129页。1.光学(gungxu)望远镜反射(fnsh)望远镜第一百零二页，共129页。折射(zhsh)望远镜第一百零三页，共129页。折射
33、(zhsh)望远镜的缺点色散对红外、紫外光线吸收镜面(jn min)形变镜面(jn min)（双面）磨制 第一百零四页，共129页。最大的（1米）折射(zhsh)望远镜第一百零五页，共129页。反射(fnsh)望远镜的类型牛顿(nidn)式卡塞格林式折轴式第一百零六页，共129页。Palomar天文台的5米Hale望远镜第一百零七页，共129页。Keck双望远镜之一（口径(kujng)10米）第一百零八页，共129页。望远镜的性能指标聚光能力(nngl)天体成像亮度有效镜面面积有效口径2不同(btn)口径望远镜中的仙女星系第一百零九页，共129页。角分辨本领主要(zhyo)取决于光的衍射角分辨
34、率（角秒）=0.25(m)/D(m)仙女(xinn)星系第一百一十页，共129页。大气(dq)扰动影响Seeing第一百一十一页，共129页。欧洲(u zhu)南方天文台第一百一十二页，共129页。哈勃空间(kngjin)望远镜1990年发射，位于距地面600千米、周期95分钟的轨道上2.4米口径镜片，可以在光学、紫外和红外波段(bdun)进行观测2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)第一百一十三页，共129页。HST在1993年修复(xif)前后拍摄的星系M100像比较第一百一十四页，共129页。望远镜接收(jishu)设备电荷耦合器件(CCD)特
35、点量子(lingz)效率达75%照相：1200AFUSENASA1999-0.7m912-3000AEUVENASA1992-9770-760A第一百二十三页，共129页。EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer)and FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)第一百二十四页，共129页。5.X射线卫星(wixng)望远镜X射线光子(gungz)很难被反射。掠射望远镜。第一百二十五页，共129页。名称名称组织组织时间时间有效面积有效面积(cm2)频率范围频率范围(keV)角分辨率角分辨率(arcsec)ROSATGer
36、many/NASA1990-19984000.5-21.7RXTENASA1995-65002-2503600(1o)ASCAJapan/NASA1993-13000.1-12180(3)BeppoSaxItaly1996-2000.1-200300(5)ChandraNASA1999-5000.1-100.3XMM-NewtonEurope2000-50000.1-1510第一百二十六页，共129页。ROSAT与 Chandra 卫星对蟹状星云(xngyn)的观测第一百二十七页，共129页。6.射线(shxin)卫星名称名称组织组织时间时间频率范围频率范围有效面有效面积积(cm2)角角/谱分谱分辨率辨率ComptonGRONASA1991-20MeV-30GeV15002o/10INTEGRALESA/NASA/Russia2001-15keV-10MeV50012/500GLASTNASA2005-2010?10MeV-300GeV80001o/20第一百二十八页，共129页。CGRO(Compton Gamma Ray Observatory)第一百二十九页，共129页。