恒星的觀測新

1、第一章第一章 恒星的觀測恒星的觀測 1.1 輻射基本知識1.2 恒星的距離和大小1.3 恒星的星等1.4 恒星的光譜和赫羅圖1.5 雙星和恒星質(zhì)量1.6 天文望遠(yuǎn)鏡1.1 輻射基本知識輻射基本知識1. 電磁輻射 l人們獲得天體信息的渠道主要有四種： 電磁輻射 (electromagnetic radiation)宇宙線 (cosmic rays)中微子 (neutrinos)引力波 (gravitational wave)電磁輻射是其中最為重要的一種。 LIGOHomestake金礦中微子實(shí)驗(yàn)室l電磁輻射是以變化的電磁場傳遞能量、具有特定波長和強(qiáng)度的波（波動性）。波長范圍：0.01 30 m1

2、 ngstrom = 10-10 m(波長)(頻率) 光速c = 31010 cms-1l電磁輻射由光子構(gòu)成（粒子性）光子的能量與頻率（或顏色）有關(guān)：頻率越高（低），能量越高（低）。E = h,其中Planck 常數(shù)h = 6.6310-27 erg s-1 PlanckEinsteineVerg1110242. 61l根據(jù)波長由長到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學(xué)、紫外、X射線和射線等波段，可見光又可分解為七色光。 l大氣窗口(atmospheric window) 地球大氣阻擋了來自空間的電磁輻射的大部分，僅在射電和光學(xué)部分波段較為透明。 不透明度加州理工大學(xué)的位于太平洋夏威夷島上加州

3、理工大學(xué)的位于太平洋夏威夷島上海拔海拔4200多米人跡罕至的莫納克亞山上的凱克望遠(yuǎn)鏡。多米人跡罕至的莫納克亞山上的凱克望遠(yuǎn)鏡。加州理工大學(xué)建造，口徑達(dá)加州理工大學(xué)建造，口徑達(dá)10米。凱克望遠(yuǎn)鏡是米。凱克望遠(yuǎn)鏡是目前世界上最大的望遠(yuǎn)鏡之一，耗資目前世界上最大的望遠(yuǎn)鏡之一，耗資1.3億美元，億美元，主要由美國的企業(yè)家凱克捐助修建。主要由美國的企業(yè)家凱克捐助修建。 LAMOST 中國國家天文臺中國國家天文臺The Worlds Greatest Optical/Infrared TelescopesThe Worlds Greatest Optical/Infrared Telescopes Tel

4、escopeTelescope Diameter Diameter OwnersOwners CompletedCompleted LocationLocation Altitude Altitude (m)(m) Hale 5 m Caltech, Cornell 1947 California 1900 Keck 2 x 10 m Caltech, U. California, NASA 1993/1996 Hawaii 4100 Hobby-Eberly 9.2 m U. Texas + others 1997 Texas 2100 MMT 6.5 m Smithsonian, U. A

5、rizona 1999 Arizona 2600 Gemini N 8.1 m 1998 Hawaii 4200 Gemini S 8.1 m International (50% US) 2000 Chile 2700 Subaru 8.3 m Japan 1999 Hawaii 4200 Very Large Telescope 4 x 8 m European Southern Obs. 2000 Chile 2600 Magellan 2 x 6.5 m Carnegie Inst., Harvard, MIT 1999/2002 Chile 2700 Large Binocular

6、Large Binocular TelescopeTelescope 2 x 8.4 m2 x 8.4 m U. Arizona + U. Arizona + othersothers 2002/20042002/2004 ArizonaArizona 32003200 云南天文臺云南天文臺Gamma ray Observ.(Compton)空間紅外望遠(yuǎn)鏡空間紅外望遠(yuǎn)鏡Spitzer紅外望遠(yuǎn)鏡X線波段空間望遠(yuǎn)鏡線波段空間望遠(yuǎn)鏡錢德拉錢德拉X射線衛(wèi)星射線衛(wèi)星l費(fèi)米伽馬射線空間望遠(yuǎn)鏡 探測引力波探測引力波2. 黑體輻射（黑體輻射（blackbody radiation） l黑體 (blackbod

7、y) 能吸收所有的外來輻射（無反射）并全部再輻射的理想天體。 l黑體輻射 具有特定溫度的黑體的熱輻射。大部分正常恒星的輻射可以近似地用黑體輻射來表示。l黑體發(fā)射的熱輻射（黑體發(fā)射的熱輻射（Thermal Radiation）就稱為黑）就稱為黑體輻射。黑體輻射的特征不能在經(jīng)典物理框架內(nèi)解釋。體輻射。黑體輻射的特征不能在經(jīng)典物理框架內(nèi)解釋。l有關(guān)黑體輻射的若干實(shí)驗(yàn)結(jié)論可以很好地用普朗克輻普朗克輻射定律（射定律（Planck law）解釋： l（1），普朗克輻射定律），普朗克輻射定律：在熱平衡狀態(tài)下，輻射強(qiáng)度與頻率和溫度T的關(guān)系為：l此式中的Bv(T)稱為普朗克函數(shù)，常數(shù)h稱為普朗克常數(shù)，T為開爾文

8、溫度。在光學(xué)中關(guān)心輻射的譜分布，即光子能量按頻率或波長的分布。 )(112/23TBechvIvkThvl此圖是根據(jù)普朗克定律所作的不同溫度下的熱輻射譜曲線，每條曲線有個極大值。 l（2）維恩定律（）維恩定律（Wien law）l由圖線可以看出，曲線的峰l值波長隨溫度的增加而變短（頻率增加），即輻射強(qiáng)度l的極大值所對應(yīng)的波長是l隨著溫度T的升高向短波l段移動，并且滿足下列l(wèi)關(guān)系式：l此式被成為維恩定律。)(28978. 01maxKcmT3，Stefan-Boltzmann定律 單位面積黑體輻射的能量 FT4其中Stefan-Boltzmann常數(shù)5.6710 -5 erg cm-2s-1 K

9、-4 l不同輻射波段的太陽光學(xué)紫外X射線射電l不同輻射波段的銀河系l不同波段的旋渦星系M81 光學(xué) 中紅外 遠(yuǎn)紅外 X射線 紫外 射電l不同溫度天體的輻射Omega CentauriSunA dim, young star (shown here in red) near the center of the Orion NebulaRho Ophiuchi3. 電磁波譜和恒星的化學(xué)成分電磁波譜和恒星的化學(xué)成分 lKirchoff定律 熱的、致密的固體、液體和氣體產(chǎn)生連續(xù)譜；熱的、稀薄的氣體產(chǎn)生發(fā)射線；連續(xù)輻射通過冷的、稀薄的氣體后產(chǎn)生吸收線。 恒星形成區(qū)M17中的熱氣體輻射譜太陽光譜l原子結(jié)構(gòu)

10、和譜線的形成l原子結(jié)構(gòu)：原子核 + 圍繞原子核旋轉(zhuǎn)的電子（云）。l（量子化的）電子軌道的大小反映了原子能態(tài)的高低。l當(dāng)電子從高能態(tài)躍遷到低能態(tài)，原子釋放光子，產(chǎn)生發(fā)射線；反之產(chǎn)生吸收線。l吸收或發(fā)射的光子能量為 hEn2 - En1吸收線的產(chǎn)生過程l譜線與恒星的化學(xué)成分 不同元素的原子具有不同的結(jié)構(gòu)，因而有不同的特征譜線。通過比較太陽光譜和實(shí)驗(yàn)通過比較太陽光譜和實(shí)驗(yàn)室中各種元素的譜線，可室中各種元素的譜線，可以確定太陽大氣的化學(xué)成以確定太陽大氣的化學(xué)成分。分。按質(zhì)量計(jì)，70%H, 28% He和2%重元素。按數(shù)目計(jì)，90.8%H, 9.1%He和0.1%重元素。4. 譜線位移譜線位移 lDop

11、pler譜線位移 (Doppler shift) 由于輻射源在觀測者視線方向上的運(yùn)動而造成接收到的電磁輻射波長或頻率的變化。遠(yuǎn)離（接近）觀測者輻射源發(fā)出的電磁輻射波長變長（短），稱為譜線紅移（藍(lán)移）。 cVr0l譜線致寬 l在沒有外界因素的影響時，原子的譜線的自然寬度非常窄。lDoppler致寬輻射源內(nèi)部原子的無規(guī)熱運(yùn)動 輻射源的整體運(yùn)動（如轉(zhuǎn)動）造成譜線致寬。1.2 恒星的距離和大小恒星的距離和大小 1.恒星距離的測定 (1) 三角視差法 (trignometric parallax) l利用三角法測量恒星的距離 基線越長，可測量的恒星距離越遠(yuǎn)。 D = B/sin恒星的距離通常以秒差距 (

12、parsec) 或光年 (light year) 作為單位。令a = 1 AU 為平均日地距離（1天文單位），d為恒星的距離，則 1 秒差距是周年視差為1的恒星的距離。1 秒差距 (pc) = 3.0861018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文單位 (AU) )pc(1)AU(206265/sinpppaddap天體距離的測量一天體距離的測量一周年視差周年視差l最近的恒星 Centauri Proxima = 0.76d=1.3 pc（4.3 ly）Barnard星= 0.55 d = 1.8 pc (6.0 ly)半人馬座比鄰星比鄰星 l限制 l由于受到地球大

13、氣擾動的影響，周年視差的精確測量受到限制。 l地面望遠(yuǎn)鏡的角分辨本領(lǐng)一般不超過0.01lHipparcos衛(wèi)星（1989年8月發(fā)射）的角分辨率達(dá)到0.001，測量了約100萬顆恒星的距離。三角測距法只適用于近距離（30-500 pc）的恒星。 2. 視星等視星等m (apparent magnitude)(1)定義l古希臘天文學(xué)家Hipparcos在公元前150年左右首先創(chuàng)立的表征恒星亮度的系統(tǒng)（1等星-6等星）。l星等值越大，視亮度越低。 l天文學(xué)家在此基礎(chǔ)上建立了星等系統(tǒng)，定義星等相差5等的天體亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差 (100)1/5=100.42.512倍。l星等分

14、別為m1和m2的恒星亮度之比為 F1/F2 = 10-0.4 (m1-m2)m1m2=2.5log (F1/F2)或m =2.5log (F/F0)，其中F0為定標(biāo)常數(shù)。視星等和絕對星等視星等和絕對星等絕對星等的定義是一個天體在絕對星等的定義是一個天體在 距離上的視星等，所以距離上的視星等，所以10秒差距秒差距距離模數(shù)距離模數(shù)l重新排列對數(shù)的關(guān)系成為lm M = 5log10d 5 m M = 5log10(d / 10pc)把d0用10pc替換得：天文學(xué)家就定義天體視星等和絕對星等的差為天體的距離模數(shù)，這樣，如果我們觀測得到天體的視星等，有用其他辦法計(jì)算出天體的絕對星等。我們就可以知道天體的

15、距離。然后，給予距離模數(shù) = m M，給出的距離單位是秒差距d = 100.2(m M + 5)由上式得天體的距離為：恒星的光度恒星的光度l恒星的光度：恒星的光度：恒星每秒輻射的總能量叫恒星的光度（Luminosity），用L表示，它反映恒星的真正發(fā)光強(qiáng)度。恒星的光度由下式計(jì)算： l l其中，光度的單位是瓦特（W）,為斯蒂芬玻耳茲曼（Stefan-Boltzmann）常量，R為恒星的半徑。對于溫度相同的恒星，恒星的半徑越大，恒星的光度越大，絕對星等越小。424eTRL3. 恒星大小的測定恒星大小的測定 (1) 方法 l直接測量法：Michelson干涉法、掩食法（僅對距離近、體積大的恒星適用）

16、。 l間接測量法 根據(jù)Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度 L= 4R2T4, 通過測量恒星的光度L和表面溫度T就可以得到它的半徑R 其中 R = 71010 cm, T = 5770 K。 22/ 1)()(TTLLRR(2) 結(jié)果 根據(jù)恒星體積的大小可以把它們分成以下幾類：超巨星 R 100-1000 R巨星 R 10-100 R矮星R R恒星的大小分布為：10-5 R (中子星) 103 R(超巨星) (2) 恒星的溫度和顏色恒星的溫度和顏色 l恒星的顏色反映了恒星的表面溫度的高低。 l溫度越高（低），顏色越藍(lán)（紅）。 Rigel Betelgeuse (3) 視星等的種類視

17、星等的種類 視星等的測量通常是在某一波段范圍內(nèi)進(jìn)行的。 根據(jù)測量波段的不同，視星等可以分為目視星等、照相星等和光電星等，在全波段測量得到的星等稱為熱星等。 UBV測光系統(tǒng)。 U (ultraviolet) -紫外波段星等B (blue) -藍(lán)光波段星等V (visual) -可見光波段星等 ubvy測光系統(tǒng)。UBV濾光片的透光率濾光片的透光率 色指數(shù) (color index) 在不同波段測量得到的星等之差，如U-B, B-V等。由于天體的顏色和輻射譜的形狀取決于表面溫度的高低，色指數(shù)的大小反映了天體的溫度。 Stellar Colors and TemperaturesCOLOR INDEX

18、SURFACE TEMPERATURE (K)B intensity/V intensityB magnitude V magnitude1.3-0.2830,0001.00.010,0000.550.656,0000.211.73,000光度與絕對星等之間的關(guān)系光度與絕對星等之間的關(guān)系10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L絕對星等1.4 恒星的光譜和赫羅圖恒星的光譜和赫羅圖 1. 恒星光譜 (spectrum)典型的恒星的光譜由連續(xù)譜和吸收線構(gòu)成。 2. 恒星光譜的形成恒星光譜的形成l恒星的連續(xù)譜來自相對較熱、致密的恒星內(nèi)部。

19、l吸收線來自較冷、稀薄的恒星大氣。3. 恒星的溫度與光譜恒星的溫度與光譜恒星的表面溫度還反映為恒星的特征譜線強(qiáng)度。恒星的分類恒星的分類4. Harvard光譜分類光譜分類 lHarvard大學(xué)天文臺的天文學(xué)家在1890-1910年首先提出的恒星光譜分類法。 Annie Jump Cannon Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!l根據(jù)恒星光譜中Balmer線的強(qiáng)弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類。l后來經(jīng)過調(diào)整和合并，按照溫度由高到低的次序，將恒星光譜分成O, B. A, F, G, K, M七種光譜型(spectral type).光譜型 表面溫度(K) 顏色 特征譜線 O 30,000藍(lán)強(qiáng)電離He線，重元素多次電離線B20,000藍(lán)白中性He線，重元素一次電離線，H線A10,000白H線，重元素一次電離線F7,000黃白重元素一次電離線，H線和中性金屬線G6,000黃重元素一次電離線，中性金屬線K4,000紅橙中性金屬線，重元素一次電離線M3,000紅中性金屬線，分子帶 每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個次型。太陽的光譜型為G2 。(5) 恒星的二元光譜分類恒星的二元光譜分類 l在光譜分類的基礎(chǔ)上，結(jié)合恒星的光度級分類得到恒星的二元光譜分類 。如太陽的光譜型為G2V。 l由恒星的光譜型可以確定恒星的表面溫度和光度，