天体物理学-南大chapter01
合集下载
天体物理学
• 天体物理学从研究方法来说，可分为实测天体物 理学和理论天体物理学。 • 前者研究天体物理学 中基本观测技术、 各种仪器 设备的原理和结构，以及观测资料的分析处理， 从而为理论研究提供资Байду номын сангаас或者检验理论模型。光 学天文学是实测天体物理学的重要组成部分。 • 后者则是对观测资料进行理论分析，建立理论模 型，以解释各种天象。同时，还可预言尚未观测 到的天体和天象。
• ④恒星天文学。 研究银河系内的恒星、星 团、星云、星际物质等的空间分布和运动 特性，从而深入探讨银河系的结构和本质。 •
• •
⑤星系天文学，又称河外天文学。 研究星系（包括银河系）、星系团、 星系际空间等的形态、结构、运动、组成、 物理性质等。
• ⑥宇宙学。 • 从整体的角度来研究宇宙的结构和演 化。包括侧重于发现宇宙大尺度观测特征 的观测宇宙学和侧重于研究宇宙的运动学 和动力学以及建立宇宙模型的理论宇宙学
• •
③恒星物理学。 研究各种恒星的性质、结构、物理状 况、化学组成、起源和演化等。银河系的 恒星有一、 二千亿颗，其物理状况千差万 别。有些恒星上具有非常特殊的条件，如 超高温、超高压、超高密、超强磁场等等， 这些条件地球上并不具备。利用恒星上的 特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学 的重要任务。
天体物理学按照研究对象，可分为：
• • ①太阳物理学。 研究太阳表面的各种现象、太阳内部 结构、能量来源、化学组成等。太阳同地 球有着密切的关系。研究太阳对地球的影 响也是太阳物理学的一个重要方面。
•
• ②太阳系物理学。 • 研究太阳系内除太阳以外的各种天体， 如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗 星。行星际物质等的性质、结构、化学组 成等。
• 。 • ⑦天体演化学。 • 研究天体的起源和演化。对太阳系的起源和演化的研究起步最早。 虽然已取得许多重要成果，但还没有一个学说被认为是完善的而被普 遍接受。恒星的样品丰富多彩，对恒星的起源和演化的研究取得了重 大进展，恒星演化理论已被普遍接受。对星系的起源和演化的研究还 处于摸索阶段。 • • 天体物理学的各分支学科是互相关联、互相交叉的。随着新技术、新 方法、新理论的出现和应用，天体物理学中涌现了一些新的分支学科， 如射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。天体物 理学同其他学科也是互相交叉、互相渗透的。近年来，也出现了一些 交叉性的学科，如天体化学、天体生物学等
• ④恒星天文学。 研究银河系内的恒星、星 团、星云、星际物质等的空间分布和运动 特性，从而深入探讨银河系的结构和本质。 •
• •
⑤星系天文学，又称河外天文学。 研究星系（包括银河系）、星系团、 星系际空间等的形态、结构、运动、组成、 物理性质等。
• ⑥宇宙学。 • 从整体的角度来研究宇宙的结构和演 化。包括侧重于发现宇宙大尺度观测特征 的观测宇宙学和侧重于研究宇宙的运动学 和动力学以及建立宇宙模型的理论宇宙学
• •
③恒星物理学。 研究各种恒星的性质、结构、物理状 况、化学组成、起源和演化等。银河系的 恒星有一、 二千亿颗，其物理状况千差万 别。有些恒星上具有非常特殊的条件，如 超高温、超高压、超高密、超强磁场等等， 这些条件地球上并不具备。利用恒星上的 特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学 的重要任务。
天体物理学按照研究对象，可分为：
• • ①太阳物理学。 研究太阳表面的各种现象、太阳内部 结构、能量来源、化学组成等。太阳同地 球有着密切的关系。研究太阳对地球的影 响也是太阳物理学的一个重要方面。
•
• ②太阳系物理学。 • 研究太阳系内除太阳以外的各种天体， 如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗 星。行星际物质等的性质、结构、化学组 成等。
• 。 • ⑦天体演化学。 • 研究天体的起源和演化。对太阳系的起源和演化的研究起步最早。 虽然已取得许多重要成果，但还没有一个学说被认为是完善的而被普 遍接受。恒星的样品丰富多彩，对恒星的起源和演化的研究取得了重 大进展，恒星演化理论已被普遍接受。对星系的起源和演化的研究还 处于摸索阶段。 • • 天体物理学的各分支学科是互相关联、互相交叉的。随着新技术、新 方法、新理论的出现和应用，天体物理学中涌现了一些新的分支学科， 如射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。天体物 理学同其他学科也是互相交叉、互相渗透的。近年来，也出现了一些 交叉性的学科，如天体化学、天体生物学等
天体物理学史
精品文档
• 图12－12 彭齐亚斯（右）与威尔逊站在他们(tā men)的天线旁
精品文档
• 图12－14 COBE取得(qǔdé)的数据与黑体谱在0.1％内相符 （×号为测量数据，曲线为理论预计）
精品文档
• 图12－15 COBE得到的背景(bèijǐng)辐射图
精品文档
脉冲星的发现 (fāxiàn)
• 并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。 • 安东尼·休伊什教授本人也因脉冲星的发现 • 而荣获1974年的诺贝尔物理学奖， • 尽管人们对贝尔小姐未能获奖而颇有微词。
精品文档
• 图12－17 休伊什在做实验(shíyàn)
精品文档
• 图12－18 1967年11月28日从射电源CP1919第一次观测到周期性的脉冲(màichōng)信号
精品文档
• 1965年，美国新泽西州贝尔实验室的两位无线电工程 师阿尔诺彭齐亚斯和罗伯特威尔逊却十分意外(yìwài) 地发现了这种宇宙辐射场，当时他们正在为跟踪一颗 卫星而校准一具很灵敏的无线电天线
• 图12－11 贝尔实验室的射电望远镜喇叭形天线(tiānxiàn)
精品文档
• 1964年，美国贝尔实验室的工程师阿诺彭齐亚斯和罗 伯特威尔逊架设了一台喇叭形状的天线，用以接受 “回声”卫星(wèixīng)信号。为了检测这台天线的噪 音性能，他们将天线对准天空方向进行测量。他们发 现，在波长为7.35cm的地方一直有一个各向同性的讯 号存在，这个信号既没有周日的变化，也没有季节的 变化，因而可以判定与地球的公转和自转无关。
• 图12－8 1929年伽莫夫（右）和考克饶夫在一起(yīqǐ)
精品文档
宇宙背景(bèijǐng)辐射 的发现
• 1948年美国科学家阿尔弗和赫尔曼预言，宇宙大爆炸 产生的残系辐射，由于宇宙的膨胀和冷却，如今它所 具有的温度约为绝对零度(juéduìlíngdù)以上5开，或 者说5K(绝对零度(juéduìlíngdù)等于摄氏零下273.15 度，即-273℃)。但是他们的预言并未引起人们的普遍 重视。
• 图12－12 彭齐亚斯（右）与威尔逊站在他们(tā men)的天线旁
精品文档
• 图12－14 COBE取得(qǔdé)的数据与黑体谱在0.1％内相符 （×号为测量数据，曲线为理论预计）
精品文档
• 图12－15 COBE得到的背景(bèijǐng)辐射图
精品文档
脉冲星的发现 (fāxiàn)
• 并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。 • 安东尼·休伊什教授本人也因脉冲星的发现 • 而荣获1974年的诺贝尔物理学奖， • 尽管人们对贝尔小姐未能获奖而颇有微词。
精品文档
• 图12－17 休伊什在做实验(shíyàn)
精品文档
• 图12－18 1967年11月28日从射电源CP1919第一次观测到周期性的脉冲(màichōng)信号
精品文档
• 1965年，美国新泽西州贝尔实验室的两位无线电工程 师阿尔诺彭齐亚斯和罗伯特威尔逊却十分意外(yìwài) 地发现了这种宇宙辐射场，当时他们正在为跟踪一颗 卫星而校准一具很灵敏的无线电天线
• 图12－11 贝尔实验室的射电望远镜喇叭形天线(tiānxiàn)
精品文档
• 1964年，美国贝尔实验室的工程师阿诺彭齐亚斯和罗 伯特威尔逊架设了一台喇叭形状的天线，用以接受 “回声”卫星(wèixīng)信号。为了检测这台天线的噪 音性能，他们将天线对准天空方向进行测量。他们发 现，在波长为7.35cm的地方一直有一个各向同性的讯 号存在，这个信号既没有周日的变化，也没有季节的 变化，因而可以判定与地球的公转和自转无关。
• 图12－8 1929年伽莫夫（右）和考克饶夫在一起(yīqǐ)
精品文档
宇宙背景(bèijǐng)辐射 的发现
• 1948年美国科学家阿尔弗和赫尔曼预言，宇宙大爆炸 产生的残系辐射，由于宇宙的膨胀和冷却，如今它所 具有的温度约为绝对零度(juéduìlíngdù)以上5开，或 者说5K(绝对零度(juéduìlíngdù)等于摄氏零下273.15 度，即-273℃)。但是他们的预言并未引起人们的普遍 重视。
天体物理学发展图集
宇宙大爆炸理论的形成
总结词
宇宙大爆炸理论是天体物理学发展史上的里程碑之一，它解释了宇宙的起源、演化和终极命运，为人 们认识宇宙提供了重要的理论基础。
详细描述
宇宙大爆炸理论认为宇宙起源于一个极度高温和高密度的状态，被称为大爆炸。随着宇宙的膨胀和冷 却，宇宙中的物质和能量经历了复杂的变化，形成了现今宇宙中的各种结构和现象。这一理论经过多 年的观测和实验验证，已经成为现代宇宙学的重要基石。
天体物理学发展图集
目录
• 天体物理学的起源 • 天体物理学的早期发展 • 现代天体物理学的进展 • 天体物理学的未来展望
01
天体物理学的起源
古代天文学的贡献
星Hale Waihona Puke 和星图古代天文学家通过对天空的观察，绘制了星座和星图，为后来的 天体研究提供了基础。
天文仪器的发明
古代天文学家发明了多种天文仪器，如浑仪、简仪等，用于观测天 体位置和运动。
03
天体物理学的发展对于人类认识宇宙、探索自然规律、推动科
技进步等方面都具有重要意义。
02
天体物理学的早期发展
恒星与星系的研究
总结词
恒星与星系是天体物理学早期研究的重要领域，通过观测和理论分析，人们对恒星和星系的形成、演化和结构有 了更深入的了解。
详细描述
天文学家们通过长期观察和测量，确定了恒星的光度和距离，揭示了恒星的性质和演化规律。同时，通过对星系 的观测和研究，人们逐渐认识到星系是由恒星、气体、尘埃等组成的大型系统，它们的形成和演化与宇宙的整体 演化密切相关。
黑洞与中子星的研究
总结词
黑洞与中子星是天体物理学中的重要研 究对象，它们的发现和研究为人们揭示 了宇宙中极端物理条件的奥秘。
天体物理概论_向守平_第一章绪论探索宇宙12天体物理学简史资料
§1.2 天体物理学简史真正意义上的天体物理学开始于十九世纪。
由于分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究，对天体的结构、化学成分、物理状态的研究形成了完整的科学体系。
天体物理学发展史上的一些主要事件是：（注：科学家在天体物理学领域的重大进展已经获得了十几次诺贝尔物理奖）1859年德国物理学家克希霍夫发现，太阳光谱的吸收线是由于太阳光球发出的连续光谱被太阳大气吸收所致，这可以说是天体物理学的开创性工作；1864年英国天文爱好者哈根斯和意大利教士塞西分别用摄谱仪证认出一些恒星的元素谱线，哈根斯并根据多普勒效应测定了一些恒星的视向速度；1869年英国天文学家洛基尔在太阳光谱中首次发现氦线，之后到1895年才由英国化学家雷姆塞在地球上发现了氦；1885年哈佛大学天文台开始用物端棱镜方法，对恒星光谱的分类作大规模的研究，此后到1924年，共完成225，000多颗星的光谱分类，这是近代天文史上的巨作，为以后的研究提供了丰富的资料；1914年由依巴谷卫星测定了三角视差的4万多颗近距离恒星的赫罗图。
1915年纵坐标分别用绝对星等及光度表示，横坐标分别用色指数和温度表示1915年爱因斯坦发表广义相对论，并求出水星近日点进动的精确值；同年，美国天文学家亚当斯发现测定恒星距离的分光视差法，使得恒星距离测量的范围由几百光年（三角视差法的上限）达到几千光年；1917年爱因斯坦发表《根据广义相对论对宇宙学所作的考查》一文，为现代宇宙学的奠基之作；1919年英国天文学家爱丁顿领导的日食观测队发现太阳引力使光线偏转的现象，成为爱因斯坦广义相对论的天文学验证之一；1920年代印度天文学家萨哈发表恒星大气电离理论，同时德国天文学家埃姆登和史瓦西、英国天文学家爱丁顿等建立了系统的恒星内部结构理论，爱丁顿并从理论上导出了恒星的质光关系；1929年美国天文学家哈勃发现星系的红移-距离关系，为现代大爆炸宇宙学奠定了观测基础；1930年1932年前苏联物理学家朗道预言存在完全由中子构成的恒星——中子星；1934年德国天文学家巴德与瑞士天文学家兹威基提出，中子星是超新星爆发的产物；1937～1939年德国物理学家魏茨泽克和美国物理学家贝特提出质子-质子反应和碳氮循环两种核反应，创立了恒星核能源理论；1939年美国物理学家奥本海默和沃尔科夫建立了中子星的理论模型，预言中子星的直径只有几千米，密度可达每立方厘米几亿吨；1944年荷兰天文学家范德胡斯特从理论上提出存在星际中性氢21厘1948年美国物理学家伽莫夫预言，宇宙创生于一次热大爆炸，并预言可以观测到温度大约为10K的大爆炸背景辐射遗迹；1951～1954年美国、荷兰和澳大利亚的天文学家先用光学的方法，继而用射电方法发现并描绘出银河系的旋涡结构；1959年美国用高空气球进行γ辐射观测，发现宇宙γ射线源，之后又发现太1963年美国用射电方法发现星际有机分子；1964年同年旅美荷兰天文学家施密特发现类星体；1965年美国工程师彭齐亚斯和威尔逊发现3K宇宙微波背景辐射；1967年英国天文学家休伊士和贝尔发现脉冲星；1968年以上称为六十年代四大天文发现。
《天体物理小知识》课件
天体物理学家参与设计和实施空间探测任务，探索 太阳系和宇宙深空中的天体。
载人航天
天体物理学家为载人航天任务提供技术支持 和科学指导，确保宇航员的安全和任务成功 。
宇宙探索
暗物质和暗能量的性质，揭示宇宙中
隐藏的物质和能量。
宇宙微波背景辐射
02
天体物理学家研究宇宙微波背景辐射，了解宇宙大爆炸后宇宙
天体物理的研究范围
总结词
天体物理的研究范围包括天体的结构、组成、演化过程、相互作用以及宇宙的 起源和演化等。
详细描述
天体物理的研究范围非常广泛，包括恒星的形成和演化、行星和卫星的物理特 性、星系的结构和演化、宇宙射线、黑洞和暗物质等。这些研究有助于我们深 入了解宇宙的起源和演化，以及天体的形成和演化过程。
值。
04
天体物理现象
黑洞
黑洞是一种极度密集的天体，其引力强大到连光也无法逃逸 。黑洞的形成通常与恒星死亡有关，当一颗质量巨大的恒星 耗尽燃料并发生超新星爆炸后，其核心可能会坍缩形成黑洞 。
黑洞的内部被称为事件视界，任何进入这个区域的物质和光 线都会被无情地吞噬，永远无法返回。尽管我们无法直接看 到黑洞，但可以通过观测黑洞对周围环境的影响来推断其存 在。
宇宙射线研究
天体物理学家研究宇宙射 线，了解其产生机制、传 播途径和与天体的相互作 用。
星系和恒星演化
通过观测星系和恒星的演 化过程，天体物理学家能 够揭示宇宙的起源、演化 和最终命运。
航天技术
卫星导航
天体物理学家利用卫星轨道和时间测量技术 ，为全球卫星导航系统提供精确的定位和时 间服务。
空间探测
行星探索
人类通过探测器对行星进行探索，已 发现多个可能适宜人类居住的行星。
卫星
载人航天
天体物理学家为载人航天任务提供技术支持 和科学指导，确保宇航员的安全和任务成功 。
宇宙探索
暗物质和暗能量的性质，揭示宇宙中
隐藏的物质和能量。
宇宙微波背景辐射
02
天体物理学家研究宇宙微波背景辐射，了解宇宙大爆炸后宇宙
天体物理的研究范围
总结词
天体物理的研究范围包括天体的结构、组成、演化过程、相互作用以及宇宙的 起源和演化等。
详细描述
天体物理的研究范围非常广泛，包括恒星的形成和演化、行星和卫星的物理特 性、星系的结构和演化、宇宙射线、黑洞和暗物质等。这些研究有助于我们深 入了解宇宙的起源和演化，以及天体的形成和演化过程。
值。
04
天体物理现象
黑洞
黑洞是一种极度密集的天体，其引力强大到连光也无法逃逸 。黑洞的形成通常与恒星死亡有关，当一颗质量巨大的恒星 耗尽燃料并发生超新星爆炸后，其核心可能会坍缩形成黑洞 。
黑洞的内部被称为事件视界，任何进入这个区域的物质和光 线都会被无情地吞噬，永远无法返回。尽管我们无法直接看 到黑洞，但可以通过观测黑洞对周围环境的影响来推断其存 在。
宇宙射线研究
天体物理学家研究宇宙射 线，了解其产生机制、传 播途径和与天体的相互作 用。
星系和恒星演化
通过观测星系和恒星的演 化过程，天体物理学家能 够揭示宇宙的起源、演化 和最终命运。
航天技术
卫星导航
天体物理学家利用卫星轨道和时间测量技术 ，为全球卫星导航系统提供精确的定位和时 间服务。
空间探测
行星探索
人类通过探测器对行星进行探索，已 发现多个可能适宜人类居住的行星。
卫星
天体物理学南京大学课件
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和散射。
•
2. 视星等m (apparent magnitude)
m1－m2=－2.5log (F1/F2) 或m =－2.5log (F/F0)，其中F0为定标常数。
•
部分天体的视星等
•
(2) 恒星的温度和颜色
•Betelgeus e
•Rigel
•
(3) 视星等的种类
• 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 的星等称为热星等。
•
• 谱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。
按质量计， 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。
•
4. 谱线位移
• Doppler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）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）。
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Fra bibliotek；反之产生吸收线。
总能量，是恒星的固有量。 • 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和散射。
•
2. 视星等m (apparent magnitude)
m1－m2=－2.5log (F1/F2) 或m =－2.5log (F/F0)，其中F0为定标常数。
•
部分天体的视星等
•
(2) 恒星的温度和颜色
•Betelgeus e
•Rigel
•
(3) 视星等的种类
• 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 的星等称为热星等。
•
• 谱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。
按质量计， 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。
•
4. 谱线位移
• Doppler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）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）。
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Fra bibliotek；反之产生吸收线。
59天体物理学
天体物理学天体物理学是应用物理学的技术、方式和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。
从公元前129年古希腊天文学家喜帕恰斯目测恒星光度起，中间通过1609年伽利略利用光学望远镜观测天体，绘制月面图，1655～1656年惠更斯发觉土星光环和猎户座星云，后来还有哈雷发觉恒星自行，到十八世纪老赫歇耳开辟恒星天文学，这是天体物理学的孕育时期。
十九世纪中叶，三种物理方式——分光学、光度学和照相术普遍应用于天体的观测研究以后，对天体的结构、化学组成、物理状态的研究形成了完整的科学体系，天体物理学开始成为天文学的一个独立的分支学科。
天体物理学的进展，促使天文观测和研究不断显现新功效和新发觉。
1859年，基尔霍夫对太阳光谱的吸收线(即夫琅和费谱线)作出科学说明。
他以为吸收线是光球所发出的持续光谱被太阳大气吸收而成的，这一发觉推动了天文学家用分光镜研究恒星；1864年，哈根斯用高色散度的摄谱仪观测恒星，证认出某些元素的谱线，以后依照多普勒效应又测定了一些恒星的视向速度；1885年，皮克林第一利用物端棱镜拍照光谱，进行光谱分类。
通过对行星状星云和弥漫星云的研究，在仙女座星云中发觉新星。
这些发觉使天体物理学不断向广度和深度进展。
1905年，赫茨普龙在观测基础上将部份恒星分为巨星和矮星；1913年，罗素按绝对星等与光谱型绘制恒星散布图，即赫罗图；1916年，亚当斯和科尔许特发觉相同光谱型的巨星光谱和矮星光谱存在细微不同，并确立用光谱求距离的分光视差法。
在天体物理理论方面，1920年，萨哈提出恒星大气电离理论，通过埃姆登、史瓦西、爱丁顿等人的研究，关于恒星内部结构的理论慢慢成熟；1938年，贝特提出了氢聚变成氨的热核反映理论，成功地解决了主序星的产能机制问题。
1929年，哈勃在研究河外星系光谱时，提出了哈勃定律，这极大地推动了星系天文学的进展；1931～1932年，央斯基发觉了来自银河系中心方向的宇宙无线电波；四十年代，英国军用雷达发觉了太阳的无线电辐射，从此射电天文蓬勃进展起来；六十年代用射电天文手腕又发觉了类星体、脉冲星、星际分子、微波背景辐射。
天体物理学讲座第一讲恒星的演化
STELLAR EVOL UTION
HUANG Run2Qian
( Yunnan Observatory , National Astronomical Observatory , Chinese Academy of Sciences , United Laboratory of Optical Astronomy , Kunming 650011 , China)
[5 ] [6 ]
根据这些假设 , 可以给出下列描述恒星内部结 构及其变化的基本方程组 流体静力学平衡方程
GM r 9P =4 ; 9 Mr 4πr
[1 ]
:
( 1)
质量方程 9r 1 = ; 2 9 Mr 4πr ρ 能量方程 9L r =ε ν +ε n - ε g ; 9 Mr 能量传递方程
些假设基础上 ,可以建立起一系列描述恒星内部各 种物理过程及其变化的微分方程组 . 或者说 ,建立起 一个模拟恒星内部结构和演化的理论模型 . 再借助 于计算机解这个模型 , 就可以得到恒星的内部结构 和演化的规律 . 由理论得到的恒星结构和演化规律 需要和观测到的恒星的现象和变化规律相比较 , 如 果理论结果能够解释各种恒星的现象和观测到的各 种恒星变化规律 ,则可以认为这个理论是正确的 ,由 它所得到的恒星内部结构和演化规律是合理的 . 人们通过对恒星各种物理参数进行大量观测和 积累后 ,发现了恒星的 “赫罗图” . 在恒星的赫罗图 中 ,各类恒星的分布显现出一些特殊的规律 . 于是 , 恒星赫罗图中的各种规律就成为目前用于检验恒星 结构和演化理论是否正确的重要工具之一 . 通过理论和观测结果的不断比较和验证 , 证实 恒星结构和演化理论取得了重要进展 . 恒星为什么
GM r T d ln T 9T =; 4 9 Mr 4πr P d ln P
实测天体物理学
天文观测的 主要环节
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射线和γ射线等波段，可
见光又可分解为七色光。
望远镜：收集尽可能多的天体的辐射。
前置系统：根据不同的研究目的，对望远镜 所收集的辐射进行必要的处理，例如分光。
探测器：将天体的辐射能（已经过前置系统 处理）转换为可测信号。
R. C. Smith
Observational Astrophysics
Pierre Lena
Observational Astrophysics
C.R. Kitchin
Astrophysical Techniques
G.H. Rieke
Measuring the Universe
出版社 北师大
年份 1997
南大
1984
Cambridge
1995
Springer-Verlag
Institute of Physics Publishing Cambridge University Press
1986 1998 2012
考核方式
满分 考试 作业
实习 参观 操作 结果
分数 100 50
10
10 15 15
说明
追溯：太阳的过去、宇宙大爆炸、时 间的起点
展望：太阳的演化、宇宙的未来
宇宙演化的历史
三、研究方法：从观测到理论再到观测
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→观测
距离极远 时标极长 物理条件极端复杂（温度、密度、压强、磁场）
四、发展历史：观测主导的历史
（1 光年～1016 米）
天体物理学
研究内容
检测仪器 理论模型
研究人员 研究对象
天体物理学天体物理实验数据大多数是依赖观测电磁辐射获得。比较冷的星体，像星际物质或星际云会发射 无线电波。大爆炸后，经过红移，遗留下来的微波，称为宇宙微波背景辐射。研究这些微波需要非常大的无线电 望远镜。
由于地球大气层的干扰，红外线、紫外线、伽马射线和X射线天文学必须使用人造卫星在地球大气层外做观测 实验。
天体物理学涉及的领域广泛，天文物理学家通常应用不同学科的方法，包括力学、电磁学、统计力学、量子 力学、相对论、粒子物理学等进行研究。
随着近代跨学科的发展，其与化学、生物、历史、计算机、工程、古生物学、考古学、气象学等学科混合， 天体物理学大小分支大约三百到五百门主要专业分支，成为物理学当中最前沿的庞大领导学科，是引领近代科学 及科技重大发展的前导科学，同时也是历史最悠久的古老传统科学。
②太阳系物理学
研究太阳系内除太阳以外的各种天体，如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗星。行星际物质等的性质、 结构、化学组成等。
③恒星物理学
天体物理(7张)研究各种恒星的性质、结构、物理状况、化学组成、起源和演化等。银河系的恒星有一、二 千亿颗，其物理状况千差万别。有些恒星上具有非常特殊的条件，如超高温、超高压、超高密、超强磁场等等， 这些条件地球上并不具备。利用恒星上的特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学的重要任务。
通过多年研究，人们对银河系的整体图像以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。
分类
1
太阳学科
2
恒星学科
3
星系学科
4
宇宙学科
5
其他学科
①太阳物理学
天体物理学研究太阳表面的各种现象、太阳内部结构、能量来源、化学组成等。太阳同地球有着密切的关系。 研究太阳对地球的影响也是太阳物理学的一个重要方面。
天体物理学史
天体物理学的定义：研究宇宙中天体的物理学性质和相互作用的科学。
单击此处输入你的项正文，文字是您思想的提炼，请言简意赅的阐
述观点。
天体物理学的意义：揭示宇宙的奥秘，理解自然规律，推动人类文明进步。 理学的创立与发展
天体物
天体物理学的创立与发展
创立背景：19世纪末，随着观测技术的发展，人们开始对宇宙中的天体进行更深入的 研究。
激发人类探索精神：天体物理学的探索和研究激发了人类的好奇心和探索精神， 推动了人类对宇宙的认知和理解。
启示科学研究方法：天体物理学的研究方法和思路为其他科学研究提供了重要的 启示和借鉴，推动了科学方法的进步和发展。
天体物理学史对未来科技发展的意义
推动科技发展：天体物理学的发展为科技领域提供了新的思路和方法，推动了科技的不断进步和创新。
天体物理学的分支：包括恒星物理学、行星物理学、星系物理学、宇宙射线物理学等。
天体物理学的研究方法：包括观测天文学、实验天文学、理论天文学等。
天体物理学的发展历程：从早期的天文观测到现代的天文观测，从早期的理论模型到现代的理论模型，从早期的实验 验证到现代的实验验证。
天体物理学的发展历程
20世纪初：相对论与量子力 学的应用
古代阿拉伯天文学：以花剌子模为代表，对星球运动进行了长期观察和计算，提出了较为精确 的星球运动模型。
古代中国天文学：以张衡、祖冲之等为代表，对天体运行规律进行了长期观察和研究，提出了 许多重要的天文学理论和技术，如浑天说、历法等。
古代印度天文学：以印度教和佛教为代表，对天体运行规律进行了长期观察和研究，提出了许 多重要的天文学理论和技术，如印度教的天文图、佛教的星占学等。
启示未来发展：天体物理学史的研究为未来科学发展提供了启示，为人类探索宇宙的未来发展指明了方向。
天体物理优质课件
宇宙的现代概念----无限
• 宇宙是指广漠空间和其中存在的各种天体 以及弥漫物质的总称，并且宇宙是处于不 断的运动和发展之中的。
• 人类目所能及的地方以及人类还没有看到 但是仍然存在的物质都是宇宙。
• 天文学上的总星系即所谓的“可观测宇 宙”。
何谓天体物理学？
• 天体物理 = 天 体 | 物 理 （天文学） |（物理学）
• 理论方法——利用数学、力学、物理学和其他学科 的成果，通过理论推理得到有关天体的科学结论。
天体物理学研究的意义
• 精确的时间和历法仍然是按照太阳和恒星的运 动确定。（例如测时、守时、授时）
• 可用于人造卫星运动轨道的控制，以及地面导 航、通信等。（轨道计算、太阳黑子）
• 可启发人们去思考、探索与人类的现在和未来 息息相关的各种应用技术。（核聚变、新的更 有效能量转换方式）
• 天体物理学是应用物理学的技术、方法和 理论，研究天体的形态、结构、化学组成、 物理状态和演化规律的天文学分支学科， 属于边缘学科之一。
天体
宇宙的基本特性 • 物质性：天体——多样性 • 运动性：天体系统——层次性
什么是天体？ • 天体指宇宙中所有的物质。
天体的类型
• 自然天体：恒星、行星、卫星、星云、流 星、彗星、星际物质（气体和尘埃）；
• 人造天体：在空间飞行的人造地球卫星、 国际空间站等
天体系统是怎样形成的？
• 天体之间相互吸引和相互绕转，形成天体系统。 太阳大,地球小,地球绕着太阳跑。 地球大,月亮小,月亮绕着地球跑。 运动性：天体系统——层次性
地月系
太阳系
“可观测宇宙”： 银河系
其他行星系
总星系
恒星世界
河外星系
天体物理学的研究方法
天体物理ppt课件
档消耗一个共享文档下载特权。
年VIP
月VIP
连续包月VIP
享受100次共享文档下载特权，一次 发放，全年内有效
赠每的送次VI的发P类共放型的享决特文定权档。有下效载期特为权1自个V月IP，生发效放起数每量月由发您放购一买次，赠 V不 我I送 清 的P生每 零 设效月 。 置起1自 随5每动 时次月续 取共发费 消享放， 。文一前档次往下，我载持的特续账权有号，效-自
• 天体物理学是应用物理学的技术、方法和 理论，研究天体的形态、结构、化学组成、 物理状态和演化规律的天文学分支学科， 属于边缘学科之一。
天体
宇宙的基本特性 • 物质性：天体——多样性 • 运动性：天体系统——层次性
什么是天体？ • 天体指宇宙中所有的物质。
天体的类型
• 自然天体：恒星、行星、卫星、星云、流 星、彗星、星际物质（气体和尘埃）；
大爆炸说
• 伽莫夫认为，宇宙最初是一 个温度极高、密度极大的由 最基本粒子组成的“原始火 球”。根据现代物理学，这 个火球必定迅速膨胀，它的 演化过程好像一次巨大的爆 发。由于迅速膨胀，宇宙密 度和温度不断降低，在这个 过程中形成了一些化学元素 （原子核），然后形成由原 子、分子构成的气体物质. 气体物质又逐渐凝聚起星云， 最后从星云中逐渐产生各种 天体，成为现在的宇宙。
宇宙到底有多大？
• 天上的星星确实最多，比地球上的人口多得多。但不是 最暗、最小的。
• 数不清的星星，是与太阳一样能发光的恒星，许多比太 阳大得多、亮得多。月亮是地球的一颗卫星，是最小的。
• 地球与水、金、火、木、土、天王、海王、（冥王）等 行星和一些小行星及彗星围绕太阳运行。
• 除水星、金星外，其他行星都有卫星，有的多达几十颗。 • 这些行星、卫星、小行星和彗星与太阳一起构成太阳系。 • 太阳系中的所有天体都跟随太阳围绕银河中心运行。
核天体物理学
我国的研究小组
南京大学天文系(1980 —):( 彭秋和小组、戴子高) 核天体物理学各个方面的理论研究 北京应用数学所(1983 —2000): SNII 爆发机制数值模拟计算研究 北京师范大学天文系(1990 —) : SN统计研究与SNIa模拟计算研究 国家天文台 (1988 —) : 恒星化学丰度的观测测定;超新星观测 北京大学天文系(2000—徐仁新): (裸)奇异星 华中师范大学(2002—郑小平小组): (带外壳)奇异星 河北师范大学物理系(1990 —张波小组(同彭秋和合作)): AGB星核合成与元素丰度研究 西华师范大学物理系(1995 —罗志全(同彭秋和合作,)): 超新星核心内电子俘获过程研究
核天体物理学是现代天体物理学的一个重要分支。先后 已有6人获得诺贝尔奖金(包报2002年的两位获奖者)。 在大规模核裁军之后，西方国家庞大的核物理研究机构 解体与转变研究方向。 •特别在1986年核天体物理学两个爆炸性新闻(大量放射性 元素星际26Al的发现以及核反应截面 12 16
C O
(续)
星系化学演化学 星际空间中各种放射性核素的天体来源; 各种星体元素丰度反常的物理原因 陨石化学异常 的研究 两类超新星(及新星)爆发物理学 两类x射线暴机制 暴机制 中子星(内部)物理学和奇异星的研究 太阳中微子问题 超高能宇宙线的研究所
上海原子核研究所(1990-1992, 彭秋和合作); 恒星内热核反应(12C + 12C, 16O + 16O, 14N + 16O )研究 兰州近代物理研究所(1993) 19Ne(p,γ)20Na 反应截面(间接)研究 北京原子能研究院(白希祥小组、陈永寿小组、姜山小 组, 1995 年以后开始转向实验核天体物理学研究: 天体 热核反应实验研究。2002年开始出成果。例: (吴开谡): 13C(, n)16O (中子源)截面研究 (舒能川): 3He(, )7Be(, )11C( p, )12N(+)12C 截面 研究 姜山小组:直接进行实验, 验证、支持彭秋和提出的合成 星际26Al的核反应途径预言 (1995), 实验在2004年初获 得初步成果。
天体物理学的观测和研究
天体物理学的观测和研究天体物理学是研究宇宙中天体运动和物理性质的科学。
天体物理学研究的对象包括行星、恒星、星系、白矮星、中子星、黑洞等宇宙天体和它们之间的相互作用。
天体物理学是一门知识跨度广、涉及领域多的学科。
其研究内容包括天文学、物理学、计算机科学和天体化学等。
天体观测是天体物理学研究的基础。
天体观测分为地面观测和空间观测两种。
在地面观测中，科学家使用望远镜、射电望远镜和观测站等设备从地面观测天体。
在空间观测中，科学家使用航天器，例如哈勃太空望远镜和辐射探测器等设备从太空观测天体。
在天体物理学的研究过程中，科学家采用的观测手段非常多样化，包括光学、射电、红外、紫外、X光和伽玛射线等观测手段。
在不同的波段进行观测可以获得不同的信息，例如在可见光波段进行观测可以发现恒星的表面温度和光度等信息，而在X光波段进行观测可以发现黑洞和中子星的存在。
除了观测，科学家还研究了各种宇宙现象，例如恒星的演化、星系的形成和演化、黑洞的存在和质量等。
这些研究都有助于科学家更好地理解宇宙中的现象和物理规律。
天体物理学的相关研究在现代科技的发展中具有重要意义。
它可以为太空探索提供更加深入的了解和支持。
例如，在国际空间站发生问题时，科学家可以借助天体物理学的知识和技术帮助太空员解决问题。
天体物理学的研究对人类社会的发展也有影响。
科学家可以研究天体的能源来源和储量，为人类能源开发提供更多的可能性。
另外，研究行星的结构与演化等信息，可以帮助人类更好地理解地球的形成和演化过程，为地球环保和可持续发展提供重要信息。
总之，天体物理学的研究对人类的认知和科技都有着重要的影响。
通过观测和探索宇宙中各种天体和现象，科学家可以更加深入地探索宇宙奥秘，为人类社会的发展和科技的进步带来更多可能。
天体物理学
当运动速度足够快的时候：
讨论：当v>=c时，以F=ma推得a=F/m，责不论加多大力，a始终为0，除非F无限大，大过m，而无限大的力是不存在的，所以速度不可能大于c。
由相对效应公式推得：（利用无穷级数概念）
由该公式可以推出很多重要公式：
1.v2/C2=0，符合牛顿力学
2.当v2/C2=1，光是速度的极限
补充知识：波长一次渐变顺序为：红外线、红光、橙光、黄光、绿光、蓝、青、紫、紫外线、宇宙射线。
在观测恒星的波长时，恒星的波长呈现正弦图像变化，这就是因为小形象的存在，导致横向在绕每一只点运动，当恒星远离我们时，波长边长，当恒星靠近我们的生活，波长变短。
（判断椭圆运动的形象，是因为横向的运动呈现周期变化，近似于正弦的图像）
推论：假设恒星质量M=M（太阳），已知M和P，由半长轴公式可得半长轴a，而a近似于D2，已知D3，可求得夹角。
3、太阳系内系统组成
1、太阳
2、内行星（类地行星）
3、小行星（位于火星和木星之间）
4、外行星（类木行星）
5、外海王星天体（柯伊伯天体）
6、外部区域（奥尔特云，多为尘埃和冰块等固体物质，如彗星）
3.当v2/C2<<1，E =mc2
狭义相对论讨论：（狭义相对论之所以称之为狭义，是因为它只讨论平直空间）。在速度足够大的情况下，长度、质量、时间都会发生变化，所以在讨论的时候，我们应该关注不变量。
四维空间坐标，分为：1、三个轴（x、y、z）；2、一个时间坐标。
对不同的两个事件间隔：
式中：用（ct）的平方把时间换成了光年的单位，所求结果变成了不同事件的间隔，称之为度规。
2.一段时间后，X射线消失了（一般几个月内），当X射线消失后，吸积盘消失了。
讨论：当v>=c时，以F=ma推得a=F/m，责不论加多大力，a始终为0，除非F无限大，大过m，而无限大的力是不存在的，所以速度不可能大于c。
由相对效应公式推得：（利用无穷级数概念）
由该公式可以推出很多重要公式：
1.v2/C2=0，符合牛顿力学
2.当v2/C2=1，光是速度的极限
补充知识：波长一次渐变顺序为：红外线、红光、橙光、黄光、绿光、蓝、青、紫、紫外线、宇宙射线。
在观测恒星的波长时，恒星的波长呈现正弦图像变化，这就是因为小形象的存在，导致横向在绕每一只点运动，当恒星远离我们时，波长边长，当恒星靠近我们的生活，波长变短。
（判断椭圆运动的形象，是因为横向的运动呈现周期变化，近似于正弦的图像）
推论：假设恒星质量M=M（太阳），已知M和P，由半长轴公式可得半长轴a，而a近似于D2，已知D3，可求得夹角。
3、太阳系内系统组成
1、太阳
2、内行星（类地行星）
3、小行星（位于火星和木星之间）
4、外行星（类木行星）
5、外海王星天体（柯伊伯天体）
6、外部区域（奥尔特云，多为尘埃和冰块等固体物质，如彗星）
3.当v2/C2<<1，E =mc2
狭义相对论讨论：（狭义相对论之所以称之为狭义，是因为它只讨论平直空间）。在速度足够大的情况下，长度、质量、时间都会发生变化，所以在讨论的时候，我们应该关注不变量。
四维空间坐标，分为：1、三个轴（x、y、z）；2、一个时间坐标。
对不同的两个事件间隔：
式中：用（ct）的平方把时间换成了光年的单位，所求结果变成了不同事件的间隔，称之为度规。
2.一段时间后，X射线消失了（一般几个月内），当X射线消失后，吸积盘消失了。
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
(17.4)
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和散射。
2. 视星等m (apparent magnitude)
3. 电磁波谱
Kirchoff定律 热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱； 热的、稀薄的气体产生发射线； 连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。
恒星形成区M17中的 热气体辐射谱
太阳光谱
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。
Question and Discussion
How to find near stars to measure their distances?
2. 恒星的自行 (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。
Planck定律 温度为T的黑体在单位面积、单位时间、单位 频率内、向单位立体角发射的能量为
2hν 3 1 B (T) = 2 hν / kT ν c (e −1)
不同温度黑体的辐射谱
Wien定律 黑体辐射最强处的波长λmax与温度之间的关系 为 λmax 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。
§1.2 恒星的距离和大小
(17.1-17.3)
1.恒星距离的测定 (1) 三角视差法 (trigonometric 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/sinρ
Experiment: what’s parallax?
(2) 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ρ是恒星相对于地球轨道半长径所张的 夹角。
sin ρ = a / d a 206265 1 d≈ = (AU) = (pc) ρ ρ ′′ ρ ′′
1 秒差距是周年视差为1″的恒星的距离。 1 秒差距 (pc) = 3.086×1018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文单位 (AU)
最近的恒星
Barnard’s starρ= 0.55″ d = 1.8 pc (6.0 ly)
(1)
定义 古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先创 立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。 星等值越大，视亮度越低。
1等星
6等星
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=100.4≈2.512倍。 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为 F1/F2 = 10-0.4 (m1-m2) m1－m2=－2.5log (F1/F2) 或m =－2.5log (F/F0)，其中F0为定标常数。
电磁辐射由光子构成（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 = hν, 其中Planck 常数h = 6.63×10-27 erg s-1
Planck
Einstein
2. 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 (blackbody radiation) 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。
自行大的恒星通常是近距 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） 向速度= 88 km/s
→横
Question
How to measure star’s radial velocity?
3. 恒星大小的测定
(1) 方法 直接测量法：Michelson干涉法、掩食法（仅对距离近、 体积大的恒星适用）。 间接测量法 根据Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度 L= 4πR2σT4, 通 过测量恒星的光度L和表面温度T就可以得到它的半径R
R L 1/ 2 T −2 =( ) ( ) RΘ LΘ TΘ
Example: Radiation from various objects with different temperature
Gas cloud
Young star
Sun
Cluster
同一天体的不同波段的辐射来自不同（温度）的 区域和物理过程。
Example: The Sun
光学 紫外
X射线
仙女座星系，距离300万光年
人们怎样去研究如此遥远的天体？
第一章 恒星的观测
§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 双星和恒星质量 §1.6 天文望远镜
§1.1 辐射基本知识 1. 电磁辐射 人们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。
部分天体的视星等
(2) 视星等的种类
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，在全波段测量得到的星等称为热 星等。
UBV测光系统 U (ultraviolet) -紫外波段星等 B (blue) -蓝光波段星等 V (visual) -可见光波段星等
(3) 恒星的温度和颜色
Betelgeuse
恒星的颜色反映了恒星的表面温度的 高低。 温度越高（低），颜色越蓝（红）。
Rigel
色指数 (color index) —在不同波段测量得到的星等之差， 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。
n1= 2
n1= 3
n1= 4
n1= 5
656.3 486.1 434.1 410.2 1875 1282 1094 4050 2630 7460
364.7
821
1460
2280
谱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。
Something More to Know The Photometric System in the Sloan Digital Sky Survey name lambda FWHM u' 3543 567 g' 4770 1387 r' 6231 1373 i' 7625 1526 z' 9134 950
How to measure the annual parallax? 通过测量恒星在天球上（相对于遥远的 背景星）相隔半年位置的变化而测得。
秒差距 (parsec)
恒星的距离通常以秒差距 (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
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。
Spectral Information From Starlight
Observed Spectral Characteristic Peak frequency or wavelength of continuous spectra Lines present Line intensities Line width Information Provided Temperature (Wien's law)
按质量计， 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。
4. 谱线位移
Doppler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）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）。 ∆ λ V r = λ0 c
– 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 hν＝En2 - En1
吸收线的产生过程
氢原子光谱
氢原子光谱（波长单位：nm）
Lyman线系 Balmer线系 Paschen线系 Brackett线系 Pfund线系
n1=1 n2=2 3 4 5 6 ┆ ∞ 91.2 121.6 102.6 97.2 95.0 93.8
电磁辐射是以变化的电磁场传递能量、具有特定波长和 强度的波（波动性）。 波长范围：＜0.01Å – 30 m 1 Ångstrom = 10-10 m (波长λ)×(频率ν) ＝ 光速c = 3×1010 cms-1
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射线和γ射线等波段，可见光又可分解 为七色光。
Composition, temperature Composition, temperature Temperature, turbulence, rotation speed, density, magnetic field Line-of-sight velocity
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和散射。
2. 视星等m (apparent magnitude)
3. 电磁波谱
Kirchoff定律 热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱； 热的、稀薄的气体产生发射线； 连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。
恒星形成区M17中的 热气体辐射谱
太阳光谱
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。
Question and Discussion
How to find near stars to measure their distances?
2. 恒星的自行 (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。
Planck定律 温度为T的黑体在单位面积、单位时间、单位 频率内、向单位立体角发射的能量为
2hν 3 1 B (T) = 2 hν / kT ν c (e −1)
不同温度黑体的辐射谱
Wien定律 黑体辐射最强处的波长λmax与温度之间的关系 为 λmax 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。
§1.2 恒星的距离和大小
(17.1-17.3)
1.恒星距离的测定 (1) 三角视差法 (trigonometric 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/sinρ
Experiment: what’s parallax?
(2) 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ρ是恒星相对于地球轨道半长径所张的 夹角。
sin ρ = a / d a 206265 1 d≈ = (AU) = (pc) ρ ρ ′′ ρ ′′
1 秒差距是周年视差为1″的恒星的距离。 1 秒差距 (pc) = 3.086×1018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文单位 (AU)
最近的恒星
Barnard’s starρ= 0.55″ d = 1.8 pc (6.0 ly)
(1)
定义 古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先创 立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。 星等值越大，视亮度越低。
1等星
6等星
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=100.4≈2.512倍。 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为 F1/F2 = 10-0.4 (m1-m2) m1－m2=－2.5log (F1/F2) 或m =－2.5log (F/F0)，其中F0为定标常数。
电磁辐射由光子构成（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 = hν, 其中Planck 常数h = 6.63×10-27 erg s-1
Planck
Einstein
2. 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 (blackbody radiation) 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。
自行大的恒星通常是近距 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） 向速度= 88 km/s
→横
Question
How to measure star’s radial velocity?
3. 恒星大小的测定
(1) 方法 直接测量法：Michelson干涉法、掩食法（仅对距离近、 体积大的恒星适用）。 间接测量法 根据Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度 L= 4πR2σT4, 通 过测量恒星的光度L和表面温度T就可以得到它的半径R
R L 1/ 2 T −2 =( ) ( ) RΘ LΘ TΘ
Example: Radiation from various objects with different temperature
Gas cloud
Young star
Sun
Cluster
同一天体的不同波段的辐射来自不同（温度）的 区域和物理过程。
Example: The Sun
光学 紫外
X射线
仙女座星系，距离300万光年
人们怎样去研究如此遥远的天体？
第一章 恒星的观测
§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 双星和恒星质量 §1.6 天文望远镜
§1.1 辐射基本知识 1. 电磁辐射 人们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。
部分天体的视星等
(2) 视星等的种类
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，在全波段测量得到的星等称为热 星等。
UBV测光系统 U (ultraviolet) -紫外波段星等 B (blue) -蓝光波段星等 V (visual) -可见光波段星等
(3) 恒星的温度和颜色
Betelgeuse
恒星的颜色反映了恒星的表面温度的 高低。 温度越高（低），颜色越蓝（红）。
Rigel
色指数 (color index) —在不同波段测量得到的星等之差， 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。
n1= 2
n1= 3
n1= 4
n1= 5
656.3 486.1 434.1 410.2 1875 1282 1094 4050 2630 7460
364.7
821
1460
2280
谱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。
Something More to Know The Photometric System in the Sloan Digital Sky Survey name lambda FWHM u' 3543 567 g' 4770 1387 r' 6231 1373 i' 7625 1526 z' 9134 950
How to measure the annual parallax? 通过测量恒星在天球上（相对于遥远的 背景星）相隔半年位置的变化而测得。
秒差距 (parsec)
恒星的距离通常以秒差距 (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
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。
Spectral Information From Starlight
Observed Spectral Characteristic Peak frequency or wavelength of continuous spectra Lines present Line intensities Line width Information Provided Temperature (Wien's law)
按质量计， 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。
4. 谱线位移
Doppler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）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）。 ∆ λ V r = λ0 c
– 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 hν＝En2 - En1
吸收线的产生过程
氢原子光谱
氢原子光谱（波长单位：nm）
Lyman线系 Balmer线系 Paschen线系 Brackett线系 Pfund线系
n1=1 n2=2 3 4 5 6 ┆ ∞ 91.2 121.6 102.6 97.2 95.0 93.8
电磁辐射是以变化的电磁场传递能量、具有特定波长和 强度的波（波动性）。 波长范围：＜0.01Å – 30 m 1 Ångstrom = 10-10 m (波长λ)×(频率ν) ＝ 光速c = 3×1010 cms-1
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射线和γ射线等波段，可见光又可分解 为七色光。
Composition, temperature Composition, temperature Temperature, turbulence, rotation speed, density, magnetic field Line-of-sight velocity