4.恒星与星系

最亮球状星团——半人马ω
M13
发射星云

指光谱中在很弱的连续背景上有很多发射线的 亮星云，在发射星云内或其近旁总有一颗或一 群高温恒星。
玫瑰星云
三叶星云（The Trifid Nebula ）
M20
猎户座大星云M42
暗星云（其内无亮星）
星系与哈勃分类

大量恒星和星云构成的巨大的天体系统
英仙座——大陵五
脉动变星与爆发变星




其亮度变化是由于恒星内部或其大气物理状况 变化所致 脉动变星：恒星体积发生周期性膨胀和收缩而 引起的光度的变化：膨胀，光度变大；收缩， 光度变小。 爆发变星是星体爆发现象而引起的光度变化， 新星是亮度在很短时间内突然剧增、然后缓慢 减弱的恒星，虽然释放大量能量和损耗一部分 质量，仍然作为一个恒星存在。
红巨星的右上方是超巨星，鱼中之鲸 最大：仙王座vv，半径为太阳1600倍
白矮星：温度很高，而光度小 解释：发光面积不大，体积小 天狼伴星
恒星大小的比较
脉冲星和中子星



脉冲：在短时间内突变，随后又迅速返回其初始值 的物理量。周期性的无线电波讯号。 脉冲星：在1967年首次被发现，变星，有规律地发 出射电脉冲讯号，周期短，最长4.3，最短的 0.0016s 解释：自转 引力塌缩，逆β衰变，形成大量自由中子，恒星密 度大，体积很小，形成中子星。[当一个电子碰到质 子或是高能电子打进原子核和质子相碰便形成一个 中子和一个中微子,这个过程叫做逆β衰变 反应式p++e-→n+ν ]
赫罗图、主星序
恒星并不在图中到处分布，多 数恒星分布在从左上方至右下 方的一条窄带上，温度由高到 低，这条窄带，叫做主星序， 位于主星序上的恒星为主序星， 这个关系图表明，多数恒星的 光度决定于它们的温度，温度 越高，光度越大。
巨星、超巨星和白矮星
右上方：温度不高ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ光度很大，解释： 体积很大，增加发光面积，叫红巨星
M27——狐狸座的哑铃星云
NGC7293 宝瓶座行星状星云
爱斯基摩星云（NGC 2392 ）
赫罗图

又称光谱——光度图， 是丹麦天文学家赫茨 普龙与美国天文学家 罗素创制，以恒星的 光谱型（温度）为横 坐标，以光度（或绝 对星等）为纵坐标， 每颗恒星按照各自的 光谱型和光度在图上 占有一定位置
恒星与星系
刘运明 2008.10
恒星



恒星由炽热气体组成的,能自己发光的球状或 类球状天体 。具有巨大的质量 离地球最近的恒星：太阳；其次是位于半人马 座的南门二，距我们4.22ly（光年：是一种距 离单位，是光在一年的时间内在真空中传播的 距离，1ly=9.5×1012 km ） 其 “恒”是指在天球上的相对位置不变（对 应于哪个坐标系？）
小麦哲伦云的NGC 265 和NGC 290
球状星团



呈球形或扁球形，与疏散星团相比，是紧密的 恒星集团，包含104-107颗数量级的恒星 全天最亮的球状星团为半人马ω（NGC5139） （欧米茄），累积目视星等3.54m 北半球最亮的球状星团是武仙座M13，累积目 视星等5.8m，此外该星座还有M92


恒星的亮度：指恒星的明暗程度；恒星的光度 表示恒星本身的发光强度。暗星发光本领不一 定弱； 亮度和光度都用星等来表示：表示天体亮度等 级的叫视星等，记做m；表示天体光度等级的 为绝对星等，记做M。 星等越大，恒星越暗：一等星与六等星，星等 相差5等，亮度相差100倍，连续各个星等的 亮度成几何级数
M星表
星团



许多恒星集中分布于一个较小的空间内，彼此 有物理联系，形成一个稠密的恒星集团，叫做 星团 疏散星团：形态不规则，包含十几至二三千颗 恒星，成员分布较松散，用望远镜观测，容易 将成员星分开。 金牛座峁星团(Maia M45)和毕星团，巨蟹座的 鬼星团，英仙座双星团
毕星团和峁星团
鬼星团和双星团
求绝对星等
两边取对数，且有lg2.512=0.4，则： 2lgd-2=0.4(m-M ) m-M =5lgd-5 M=m+5-5lgd （2-4） 只要测定恒星的绝对星等，便可求知该星的距 离。
若d=10，则M=m 若把太阳移到10PC，其星等将为4.75等
视星等与绝对星等
恒星的多样性
按恒星的存在形式分：单星、双星和星团 双星分为光学双星和物理双星，前者是它们在 天球上的位置很接近，实际在视线方向相差很 远；又称为视双星或假双星 物理双星是指两个子星空间 距离接近，由于相互吸引而相 互绕转

银河系


形状：又圆又扁的圆盘体，中部厚，边缘薄， 直径8w ly；在旋转过程中形成，旋转轴指向 天球的两点叫做银极。 银盘在旋转过程中产生旋臂，如英仙旋臂、人 马旋臂、猎户旋臂、3k秒差距臂。太阳位于猎 户臂内侧
银河旋臂与太阳位置
银河系结构


圆盘体分为核球和银盘两部分，核球长1w1.3w ly.厚度1w ly。核球的中心部分叫银核， 银核的中心叫银心 最近研究，银河系可能为棒旋星系
中子星与灯塔效应
星云星团编号



M星表：法国天文学家梅西耶创，梅西耶星云 星团表出版于1784年,仅收入103个天体，表 中104～110号七个天体为后人所加入共包含 110个星团、星云。表示方法M1-M110 星云星团总表（NGC：New General Catalogue of Nebuae and Clusters），数 量较多，如NGC7000 BD德国波恩天图星表，GC美国总星表
M87
喷流
漩涡星系

具有漩涡结构的星系为漩涡星系
Sa 正常漩涡星系 S Sb Sc 旋臂缠卷松紧 程度划分
漩涡星系 棒旋星系 SB
正常漩涡星系
NGC4565
NGC5364
漩涡星系的次型
NGC2841；Sb NGC4594 M104；Sa
NGC5457 M101 ；Sc NGC4594 M104；Sa
椭圆星系
按形状分
漩涡星系
不规则星系
椭圆星系

用E表示 ，按扁度的不同分为E0、E2….E7
数字的确定：n=10（a-b）/a E5的半长径等于半短径的2倍 著名的椭圆星系：M59 ，M87
椭圆星系的次型
E0，NGC3379 E2，NGC221 E5，NGC461 M59
E7 NGC3115
E0未必为球形 但E7必定很扁
恒星的亮度与光度
R5=100
取以10为底的对数 5lgR=2 lgR=0.4 R=2.512 于是，星等相差1等，亮度相差2.512倍 星等随等差级数增大，亮度按等比级数减小 可观测到25等暗星；星等向0等和负值扩展

普森公式
假设两颗恒星的视星等分别为m和m0，亮度E和E0的比 率为 E0/E=2.512m-m0 两边取对数得 lgE0-lgE=0.4(m-m0 ) m-m0=2.5(lgE0- lgE) 如果取零等星(m0=0)的亮度E0=1，则 m=-2.5 lgE 普森公式，根据恒星的亮度E推算星等m
光源的视亮度与其距离的平方成反比
绝对亮度和绝对星等

天文学上把标准距离为10秒差距（PC）下恒 星的亮度称为绝对亮度，其星等为绝对星等。

实际距离d、视星等m，推算10秒差距时的亮 度EM和绝对星等M
求绝对星等
设EM表示绝对亮度，Em表示视亮度，由公 式(2-1)得：
EM/Em=2.512(m-M) 恒星亮度与距离平方成反比，如以秒差距 为单位，则： EM/Em= d2/102 d2/102 =2.512(m-M)
超新星


爆发规模特别大的变星为超新星。亮度变化超 过17个星等2.51217，超新星只留下致密残核 北宋至和元年的天关客星，其遗迹为蟹状星云
蟹状 星云
超新星1987A
南天著名的大 麦哲伦星云中
超新星1987A
天琴座——行星状星云
距地球约6500光年的行星状星云 NGC 6751酷似一只 炽热的大眼睛
恒星的发光


巨大的质量，很高的中心温度，引起热核反应。 恒星质量一般不小于太阳质量（M⊙）的10%， 也不大于M⊙的10倍 二是发展阶段问题
恒星光谱

通过分光镜 不同颜色的光按波长顺序排列形 成一条光带，称为光谱。
发射光谱和吸收光谱



发射光谱：每种颜色的元素发出一定波长 的光 吸收光谱：是连续光谱中出现的暗色吸收 线 元素吸收的光谱正式他们能够发射的光线
棒旋星系
NGC1300
棒旋星系——NGC7479
不规则星系


符号Irr，没有漩涡结构，形状不对称，不存在 可辨认的核，有的好像碎裂为几部分 可以分为2类，IrrⅠ和IrrⅡ，前者颜色偏蓝， 后者颜色偏黄
M82 NGC3034
NGC4449
银河与银河系
银河系是以银河命名 的星系，而银河则是 银河系主体在天球上 的投影 银河的平均宽度20°， 与天赤道交角62°， 有暗的和长条形的 裂隙和局部暗区。
恒星的空间速度
两个分量：视向速度和 切向速度;视向速度是沿 观测者视线方向的分量 （正负方向）；切向速 度是同视向速度垂直的 分量（自行）。 巴纳德星视行最快： 10.31” 只需175年， 可移动一个 月亮直径距离

蛇夫座——巴纳德
距离近，它距离我们太阳系只 有5.96光年，是除南门二系统 （半人马座α三合星，比邻星） 外，距我们第四近的恒星。有 趣的是，巴纳德星现在正向着 太阳系的方向运行，预估公元 11800年时，会距地球仅3.85 光年，当时它就会成了除太阳 以外离地球最近的恒星。 也是巴纳德星最吸引人的地方， 是这颗恒星周围很可能有两颗 大小约等于木星和土星的行星 在围绕着它旋转，是离我们很 近的另一个太阳系。

河外星系与宇宙




星系成群分布，一些相互邻近的星系结合城的 星系群 本星系群：40个成员。主要是大小麦哲伦云， 仙女座大星云 星系团---------星团 最著名的星系团——室女星系团 宇宙大爆炸理论
大小麦哲伦云
M31
马卡良星系链
宇宙深空
哈勃 3月
天文新发现
类星体 3K微波背景辐射 星际有机分子 中子星
恒星光谱的分类



O型，蓝星，3w-4wk，无金属线 B型，蓝白，1w-3wk， A型，白星，0.75-1wk，HⅠ最强 F型，黄白，0.6-0.75wk，金属线显著 G型，黄星，0.5-0.6wk K型，红橙星，0.35-0.5wk M型，红星，0.25-0.35wk
记忆：Oh，Be A Fine Girl,Kiss Me
恒星的多普勒效应
红移



恒星光谱中紫外光部分被钙气吸收而成的两条 暗线，在遥远星系的光谱内稍稍向低频端移动， 称为多普勒效应。星系越远，红移越大，两条 暗线可以达到红光一端 哈勃定律v=Ho×d v是星系退行速度，Ho是哈勃常数 d是星系距离 退行速度不能超过光速 蓝移
恒星的亮度和光度

太阳系在银河系的位置

银河中线把天球分为两半，说明太阳系的位置 接近银河系赤道平面，否则，银河将只占据天 球一隅。
会出现的情况
太阳系在银河系的位置
银河两半明暗程度不同，说明太阳并不位 于银河系的中心，而是偏据银盘的一侧。 太阳距银心2.4wly。距银心所在方向的银 盘6.4wly。距银心相反方向的银盘1.6wly， 该方向恒星稀疏暗淡。直径8wly 太阳绕银心旋转， 速度为250km/s,绕转 周期2.5亿年 武仙座方向前进 奔赴点
光谱型
简单光谱仪的制作
简单光谱仪的制作
简单光谱仪的制作
简单光谱仪的制作
简单光谱仪的制作
研究恒星光谱的作用

根据谱线中最明亮部分对应的波长，推算恒星
的表面温度

研究天体的化学元素组成 90%是氢，其次是氦，约占10%,其他元素较
少

确定恒星的光度，推算恒星的距离。
多普勒效应

奥地利物理学家多普勒发现声波的频率因声源 和观测者的相对运动而变化，即，声调高，声 波的频率较高；声调低，声波频率较低，称为 多普勒效应。（汽车、火车）

物理双星示意
比较著名的双星系统
天狼星及其伴星
英仙座双星
右边的那颗较暗恒 星(Gliese623b)的 发光强度比太阳暗 60000倍
变星



恒星的光度在短时间内发生明显的、特别是周 期性的变化，变化周期长的可达几年到几十年， 短的只有几日甚至几小时，这样的恒星称为变 星 变星可以分为：食变星、脉动变星和爆发变星 三类 食变星又称几何变星，其亮度变化是由于双星 相互绕转时发生交食现象引起的。（英仙座β）