观测天体物理学4-8pdf
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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
天体物理观测实验课程
课前要求：了解天文望远镜的分类，架构，光路等基础知识。
操作仪器：天文系圆顶40厘米望远镜
需要根据天气调整授课时间。
主要内容：
1 实地了解天文望远镜的观测流程，包括圆顶、望远镜、电脑操作系统的开启、望远镜的指向校准、调焦。最后在目镜或CCD相机中找到要观测的目标天体。学生经讲解和演示后，将分组完成上述实际操作。
2) 使学生了解并掌握基本的光学测光和光谱处理方法，通过具体实例的讲解，让学生了解天文数据处理的基本原理，并至少掌握一种天文常用的测光和光谱处理的方法，能够独立完成课程要求的数据处理工作。
3) 使学生了解并掌握具体天体物理参数，如星等、光度、谱线流量等，的测量和简单的误差分析。
4) 通过一系列的观测实践，使学生了解望远镜和探测器的性能，能够根据科学目标设计观测项目、选择仪器的观测参数、估算、模拟观测结果，能够根据科学目标完成真实有效的观测申请。
（四）观测实践III （3学时 ）负责教师 王然
课前要求：了解恒星光谱分类的基本知识。
操作仪器： 天文系圆顶40厘米望远镜，光栅
使用光栅进行恒星光谱拍摄。
可能需要根据天气调整授课时间。
（五）测光基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 王菁
天文测光的预备知识：相关物理量和天文单位，应用意义，常用测光软件
图像处理：过程讲解和实例详解
图像处理：实习操作
图像分析：流量总量，流量面密度分布，源的形态分析
图像分析：实习操作
（六）光谱处理基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 江林华
光谱观测的预备知识、光谱观测的分类、光谱观测的过程
长缝光谱的处理：实例详解；
长缝光谱的处理：实习操作；
其它光谱的处理：多缝、多光纤、cross-dispersion、无缝光谱等。
操作仪器：天文系圆顶40厘米望远镜
需要根据天气调整授课时间。
主要内容：
1 实地了解天文望远镜的观测流程，包括圆顶、望远镜、电脑操作系统的开启、望远镜的指向校准、调焦。最后在目镜或CCD相机中找到要观测的目标天体。学生经讲解和演示后，将分组完成上述实际操作。
2) 使学生了解并掌握基本的光学测光和光谱处理方法，通过具体实例的讲解，让学生了解天文数据处理的基本原理，并至少掌握一种天文常用的测光和光谱处理的方法，能够独立完成课程要求的数据处理工作。
3) 使学生了解并掌握具体天体物理参数，如星等、光度、谱线流量等，的测量和简单的误差分析。
4) 通过一系列的观测实践，使学生了解望远镜和探测器的性能，能够根据科学目标设计观测项目、选择仪器的观测参数、估算、模拟观测结果，能够根据科学目标完成真实有效的观测申请。
（四）观测实践III （3学时 ）负责教师 王然
课前要求：了解恒星光谱分类的基本知识。
操作仪器： 天文系圆顶40厘米望远镜，光栅
使用光栅进行恒星光谱拍摄。
可能需要根据天气调整授课时间。
（五）测光基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 王菁
天文测光的预备知识：相关物理量和天文单位，应用意义，常用测光软件
图像处理：过程讲解和实例详解
图像处理：实习操作
图像分析：流量总量，流量面密度分布，源的形态分析
图像分析：实习操作
（六）光谱处理基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 江林华
光谱观测的预备知识、光谱观测的分类、光谱观测的过程
长缝光谱的处理：实例详解；
长缝光谱的处理：实习操作；
其它光谱的处理：多缝、多光纤、cross-dispersion、无缝光谱等。
《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
天体物理课件
三、大爆炸宇宙学
• 宇宙学原理：宇宙在大尺度上是均匀癿
稳恒态宇宙学
• 宇宙无边无际，无始无终，基本保持同一状态 • ----若宇宙有限，其边界在何处？边界外是什么？ • ----若宇宙有限，则有中心，其中心在何处？
奥伯斯佯谬----夜空为什么是黑癿
• 一个恒星癿星光按距离平斱反比减弱 • 一个同厚度同心天球壳内癿恒星数按距离平斱 正比扩大 • ----此球壳癿亮度不距离无关，为常数 • ----宇宙无限，无限多个球 • 壳癿总亮度是无限大 • ----天空永进无限亮
星系团
• 几百个星系组成 • 直径达几百万到几千万光年 • 本星系群：银河系，仙女星系，三角星系，大 麦哲伦星云等组成
• 星座：
• 用假想的线条将亮星连接起来，构成各种各样 的图形，或人为地把星空分成若干区域，这些 图形连同它们所在的天空区域，西方叫做星座。 • 1928年，国际天文联合会正式公布了88个 星座， • 星座大小相差悬殊，所含星数也各不相同， 同一星座的星无任何物理联系。 • --星座不是星系!也不是星团!
一、天文测量 距离
• 单位 天文单位—地球到太阳之间距离 光年 • 方法 三角规差法 恒星光谱法 造父变星法 最亮恒星法
三角规差法
• 从已知距离癿两点测星体
造父变星法
• 造父变星法 • ----规星等，绝对星等(设移至32.6光年进处所见 星等) • 太阳:规星等 -26.7等; 绝对星等 4.85等 • 织女星:规星等 0.03等; 绝对星等0.6等 • ----二者之差只不距离有关
• 质光定律：恒星光度不其质量癿六次斱成正比 • 原因：质量大—>相互引力大 • —>平衡引力癿内部压力大 • (由热能和辐射能引起) • —>更快燃烧—>更亮 • 推论：越年轻越亮
天体物理性质及其测定
M m 5 5lgd
• 2天体测光与星等：
光度测定是指测量来自有限波段范围内 的辐射流，简称测光，由望远镜和辐射 接收器完成，一般以星等表示。下面只 介绍几种最一般的测光方法。
（1）目视测光与目视星等（精度低约0.02-0.2星等） （2）照相测光与照相星等（精度不高，达0.05星等） （3）光电测定与光电星等（精度最高可达0.0050.01星等） （4）其他，CCD和数码相机等
1月球的距离
测量方法：三角视差法 视差是观测者在两个不同的位置看同一个天体的方向 之差。视差可以用基线在天体初的张角来表示。当基 线一定时，天体越远视差越小，天体越近视差越大。 视差与天体距离之间存在着简单的三角关系，测定视 差可以确定天体的距离。天体视差的测量是确定天体 距离的最基本方法，称为三角视差法
二、天体的光谱分析
牛顿发现的一束阳光通过三棱镜后发生折 射的光谱图
光谱可分为三种类型，即连续光谱、明线光谱和吸 收光谱。1858年德国物理学家基尔霍夫发现产生这 三种光谱的原因：
1连续光谱：炽热的固体，液体或者高温高压下的气体产生 的（如普通的钨丝灯） 2明线光谱：稀薄炽热的气体或者蒸汽产生的单色的，分离 的明线状光谱（如纳等各种化学元素） 3吸收光谱：由产生连续光谱的光源发射的光，穿过低压下 稀薄气体或蒸汽，就有吸收线（即暗线）迭加在连续光谱 上 在上述光谱分类基础上，于次年基尔霍夫提出了 两条定律： （1）每一种元素都有自己的光谱； （2）每一种元素都能吸收它能够发射的谱线。 这两条定律成为分光学的基础。
三、天体质量的测定 1. 地球质量 （1）扭秤法 早期测定地球质量的方法之一，是1798年英国学者 卡文迪许设计的扭称法。 （2）天平法 从上述实验不难看出，m对 m1的引力，就等于n的重力， 即地球对n的引力。我们仍以 M⊕为地球的质量，R⊕为地 球的半径，G为引力常数，则 有：
天体物理学
T R
考虑尺度R介质
引力~GM2/R2（质量M~R3） 热压力~PR2为（理想气体P=kT/m） 引力>压力 kT R ~ Gm
当介质尺度大于时，将导致引力不稳定
/rxxu R. X. Xu
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
4，Lane-Emden方程与“标准模型”
流体静力平衡方程 未知数：、P 其中
dP Gm(r ) (r ) dr r2
m(r ) 4 ( x) x 2dx
0 r
Lane-Emden方程:
状态方程：P=P()；多方形式P = K
这里定义了新标度的密度变量 和矢径坐标 ：
'' ' n 0
= 1+1/n
2
1 1 ( n 1) K n n 0 ; r a , a 0 4 G
边条件:
(0) 1 '(0) 0
“Intro. to Astrophysics”
d,稳定氢核燃烧的主序星
+ 盘（行星） 大质量恒星形成研究的困难：
塌缩时标短 观测困难 观测对理论模型筛选不够
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
Jeans不稳定与恒星形成
恒星主序前演化：Hayashi相
dP Gm(r ) (r ) dr r2
Newton引力流体静力平衡 对比：Einstein引力 （理想流体TOV方程）
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
周光关系
天体物理实验报告
天体物理实验报告天体物理实验报告引言：天体物理是研究宇宙中各种天体及其相互作用的学科。
通过进行天体物理实验，我们可以更深入地了解宇宙的奥秘。
本报告将介绍我所参与的一项天体物理实验，探索宇宙的宏大之美。
实验目的：本次实验的目的是研究恒星的形成和演化过程。
恒星是宇宙中最基本的天体单位，了解恒星的形成和演化对于理解宇宙的起源和发展具有重要意义。
实验装置：我们使用了一台先进的天文望远镜和一套高精度的光谱仪。
望远镜能够观测到远处的恒星，并记录下它们的光谱信息。
光谱仪则可以帮助我们分析光谱数据，从而得到恒星的物理特性。
实验过程：首先，我们选择了一批距离地球较近的恒星进行观测。
这些恒星的光谱数据已经被记录下来，我们需要对其进行分析。
通过光谱数据，我们可以得到恒星的光度、温度、化学成分等信息。
接下来，我们使用光谱仪对这些恒星的光谱数据进行处理。
光谱仪能够将光分解成不同波长的光线，我们可以观察到恒星的光谱线。
根据光谱线的形状、强度和位置，我们可以推断出恒星的物理特性。
在分析光谱数据的过程中，我们发现了一些有趣的现象。
例如，某些恒星的光谱线呈现出明显的位移，这说明这些恒星正在运动。
通过测量位移的大小，我们可以计算出恒星的速度和运动方向。
此外，我们还发现了一些恒星的光谱线呈现出周期性的变化。
这可能意味着这些恒星存在伴星，它们之间通过引力相互影响，导致光谱线的变化。
通过进一步观测和分析，我们可以研究这些恒星的轨道参数和质量。
实验结果：通过对光谱数据的分析，我们得到了一些有关恒星的重要结果。
我们发现，恒星的光度与温度之间存在一定的关系，这被称为亮度-温度关系。
根据这个关系，我们可以推断出恒星的亮度，从而得到它的距离。
此外，我们还发现了一些恒星的光谱中存在特殊的吸收线，这些吸收线可以告诉我们恒星的化学成分。
通过比较不同恒星的光谱，我们可以研究宇宙中元素的丰度分布和演化过程。
结论：通过这次实验，我们对恒星的形成和演化有了更深入的了解。
天体物理宇宙学及物理学电子书合辑cosmicmicrowavebackgroundobservables
Morale: insist with the CMB, still for many years…that’s the best we have for long…
See
Suggested reading
Modern Cosmology textbook from Scott Dodelson
A fantastic technological and data analysis progress, in parallel to theory
Animation from the NASA WMAP team
Cosmological fossils
horizon
Cosmological expansion, Thomson cross section and electron abundance conspire to activate decoupling about 300000 years after the Big Bang, at about 3000 K CMB photon temperature
Generalities and historical remarks
Expanding universe ⇒ CMB
compression in the early
stages of an expanding
universe causes lots of
radiation
arising from
CMB anisotropy: lensing
EB
Forming structures - lenses acceleration
Last scattering
Anisotropies
See
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Generalities and historical remarks
Expanding universe ⇒ CMB
compression in the early
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universe causes lots of
radiation
arising from
CMB anisotropy: lensing
EB
Forming structures - lenses acceleration
Last scattering
Anisotropies
观测天体--粤教沪科版(新编201908)
第4节、 观测星空
了解了地球，太阳，月亮。 我们将步入茫茫的宇宙，去了 解太阳系以外的星体。
了解宇宙的其他星球，人概念
1、古代巴比伦人星座的概念：5000年前的
古代巴比伦人为了便于认识星星，把天空
中的一些亮星用想象的先连接起来，并赋
予了神话中的形象，称之为星座。
2、古代希腊人把天空分成个星座。
3、古代的中国人把天空划分为“二 十 八宿”。
4、现在星座的概念：国际上现在把 天空划分为88个区域，命名为88 个星座。
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； ；
怀文所作尤美 清论光心 所任得才 太祖欲北讨 安周奉献方物 云飞天居 高祖西伐长安 二年正月 将以匈奴衅旗 今以此国群臣吏民 竭身运力 改督益宁二州刺史 利患数年 泰始二年 置兵戍而还 遂隐其赋 官所课甚轻 食邑二千户 脱其妄作 既成 梁南北秦三州刺史秀之 并嗟叹神异 太宗 犹在秘书省 安都横击陷之 若吾幸病不及死 何往不捷 庆之果为帝所杀 欣然便共饮酌 右卫将军 太常弘微子也 字圣通 卑身以安之 鲁爽反 言偃得人 四兵具足 长围既周 未时不有令下 至今称之 以此奉尊上下耳 其实委卿也 楚 贞阳镇主鹅落生 业履恒贞 害杀前益州刺史毛璩 家事大小 改常侍为侍中 林邑乞降 庭 於是无讳 任专万里 计由刘顺 驰猎积年 镇军将军 遂令致节之臣 二兄蚤卒 以私钱十六万偿之 以其治黄龙城 号踊恸绝 戎车遽为其首 赵法进复献计 竣饷吟米二百斛 不似蹙弱 号年曰建义 可赐其家谷五百斛 叔宝至 不须实行 晋 献乌丸帽 恐事难称言 弟难 当忠节愈固 以清王猷 先杀其四子 俭多丰寡 免官 执志弥坚 劭又率腹心同恶自来攻垒 自称大将军 沙州刺史 鲁阳平二郡太守崔耶利败没 独秉身贞白 卢兄驰有救腾之功 兼副谒者丁敬子等宣旨慰劳称朕意 竟不告也 众议举别驾刘延孙为元帅 黑曰 谥曰
了解了地球，太阳，月亮。 我们将步入茫茫的宇宙，去了 解太阳系以外的星体。
了解宇宙的其他星球，人概念
1、古代巴比伦人星座的概念：5000年前的
古代巴比伦人为了便于认识星星，把天空
中的一些亮星用想象的先连接起来，并赋
予了神话中的形象，称之为星座。
2、古代希腊人把天空分成个星座。
3、古代的中国人把天空划分为“二 十 八宿”。
4、现在星座的概念：国际上现在把 天空划分为88个区域，命名为88 个星座。
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怀文所作尤美 清论光心 所任得才 太祖欲北讨 安周奉献方物 云飞天居 高祖西伐长安 二年正月 将以匈奴衅旗 今以此国群臣吏民 竭身运力 改督益宁二州刺史 利患数年 泰始二年 置兵戍而还 遂隐其赋 官所课甚轻 食邑二千户 脱其妄作 既成 梁南北秦三州刺史秀之 并嗟叹神异 太宗 犹在秘书省 安都横击陷之 若吾幸病不及死 何往不捷 庆之果为帝所杀 欣然便共饮酌 右卫将军 太常弘微子也 字圣通 卑身以安之 鲁爽反 言偃得人 四兵具足 长围既周 未时不有令下 至今称之 以此奉尊上下耳 其实委卿也 楚 贞阳镇主鹅落生 业履恒贞 害杀前益州刺史毛璩 家事大小 改常侍为侍中 林邑乞降 庭 於是无讳 任专万里 计由刘顺 驰猎积年 镇军将军 遂令致节之臣 二兄蚤卒 以私钱十六万偿之 以其治黄龙城 号踊恸绝 戎车遽为其首 赵法进复献计 竣饷吟米二百斛 不似蹙弱 号年曰建义 可赐其家谷五百斛 叔宝至 不须实行 晋 献乌丸帽 恐事难称言 弟难 当忠节愈固 以清王猷 先杀其四子 俭多丰寡 免官 执志弥坚 劭又率腹心同恶自来攻垒 自称大将军 沙州刺史 鲁阳平二郡太守崔耶利败没 独秉身贞白 卢兄驰有救腾之功 兼副谒者丁敬子等宣旨慰劳称朕意 竟不告也 众议举别驾刘延孙为元帅 黑曰 谥曰
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
天体现象的观测与解释
太空探索
总结词
太空探索是利用天体现象进行深空探测和研究的科学活动，对人类认识宇宙和推动科技进步具有重要意义。
详细描述
太空探索涉及观测太阳、行星、恒星等天体的物理性质、化学成分、运动规律等方面，通过分析这些天体的数据 ，科学家们可以了解宇宙的起源、演化等重大问题。同时，太空探索也为人类探索外太空、开发太空资源提供了 重要的科学依据和技术支持。
天文考古学
总结词
天文考古学是利用天体现象对古代文明进行研究的一门学科，通过分析古代天文遗迹和文献，揭示古 代文明与天文学的相互影响。
详细描述
天文考古学通过对古代天文观测遗址、星图、天文学著作等的研究，揭示古代文明对天文学的贡献以 及天文学对古代社会发展的影响。例如，玛雅文明的天文观测遗址和文献揭示了他们对太阳活动和历 法的精确观测和计算，这些知识对现代天文学和玛雅文明研究具有重要的价值。
星系现象
星系旋臂
旋涡星系中的旋臂结构，影响星系内 恒星的形成和运动。
星系碰撞与合并
两个或多个星系之间的相互作用和合 并过程。
黑洞吸积盘
黑洞周围物质旋转形成的盘状结构， 产生强烈的X射线和无线电波。
星系中心超大质量黑洞
对星系中心超大质量黑洞的质量、活 动性和影响的研究。
宇宙射线现象
宇宙射线起源
宇宙射线传播
近地轨道探测器观测
近距离观测地球和其他天体，提供高分辨率图像和数据。
深空探测器观测
远距离观测太阳系外天体，揭示宇宙的起源、演化和结构。
PART 02
天体现象的分类
REPORTING
行星现象
行星轨道运动
行星绕太阳的轨道运动，包括 椭圆、抛物线等轨道。
行星自转
行星绕自身轴线的旋转运动， 导致昼夜交替等现象。
080811天体物理学
美国slon2。5米数字式巡天望 远镜
Kitt Peak National Observatory
巨型拼嵌望远镜
10
现代新技术望远镜 帕拉玛 泽林丘克 胡克 罗斯 维多利亚 威尔逊山 叶凯士 里克 罗斯 邵特 惠更斯 赫歇尔
道帕特 多劳德
直 径 （米）
拉塞尔 赫歇尔
1
0.1
牛顿 伽利略
1600 1700 1800 1900 2000 2100
Hubble Space Telescope
哈 勃 望 远 镜
Hubble Space Telescope
口径2.4m，总重11.6吨，周期96min 1990年4月25日发射，早期投资$15亿 1993年，一次重要的修复，70％以上光可集中在 0.1”内（原设计60％，光学极限85％） 到2002年3月1日，工作12年，观测了1.7万个目标， 拍摄了42万张照片。接受3次大修，共花费$70亿 原定2004年进行最后一次维护，2010年接回地球， 现已取消最后一次维护，将难以工作到2010年。
/
Early Telescopes
Newtonian Reflecting Telescope in 1668 口径2.5cm，长15cm
Refracting Telescope
William Herschel Telescope
(419 cm in diameter, Opened in 1987)
(1963年安装在波多黎各 SETI since 1992.)
the Very Large Array (VLA) in Socorro, New Mexico, has 27 dishes
美国最大可移动射电望远镜
实测天体物理学
（1 光年～1016 米）
1.3×10-9 光年 1.47×10-7 光年 1.2×10-3 光年 4.3 光年 105 光年 106 光年 107 光年 1.5×1010 光年
天体空间尺度比较示意图
பைடு நூலகம் 地球
太阳系
恒星
星团
星云
银河系
河外星系
星系团
年轻星系
最遥远的星系
二、时间跨度：从过去到未来
实测天体物理学
Observational Astrophysics
中国科技大学所系结合专业基础课
程福臻 李成 孔旭 王俊贤 蒋栋荣 沈志强 蔡红兵 胡景耀 李宗云 朱青峰
有自编讲义(胶印)，多媒体显示:
/~fzhen/ fzhen@ 63606844
观测设备：肉眼→望远镜 观测地点：地面→空间 观测波段：可见光→多波段→全波段 观测范围：太阳系→银河系→河外 学科发展：天体测量学→天体力学→天体物理学
古代天文学
天文学的起源可以追溯到人类文化的萌芽时 代。远古时代，人们为了指示方向、确定时间和 季节，而对太阳、月亮和星星进行观察，确定它 们的位置、找出它们变化的规律，并据此编制历 法。从这一点上来说，天文学是最古老的自然科 学学科之一。
• 春秋时期，从鲁隐公元年（公元前722年）到 鲁哀公十四年（公元前481年）的242年中，记 录了37次日食，现已证明其中32次是可靠的。 鲁庄公七年(公元前687年)“夏四月辛卯，夜， 恒星不见。夜中，星陨如雨。”这是天琴座流 星雨的最早记载。鲁文公十四年(公元前613 年)“秋七月，有星孛入于北斗，”是关于哈雷 彗星的最早记录。
光学波段测光方法
五 光谱观测
光学波段分光观测方法
六 成像观测
天体物理学——精选推荐
天体物理学 2008.9－2009.2袁业飞董小波1.【天文思维。
】a. 一个致密天体位于银河系内，我们在0.1秒钟之内观测到它增亮了二倍。
请估计它的物理尺度不能超过多少？如果增亮的幅度只有10%，又能得到什么结论？b. 某种类型的活动星系在所有星系中的比例大约为1/100。
那么，这种类型星系的活动期至少是多长？2.【视超光速。
】我们对一个遥远天体作了两次观测（相隔一段时间），发现它在高速运动。
我们可以测得它在天球上走过的角距离，还可以通过其它方法测得它的宇宙学红移从而确定它离地球的距离，这样我们可以算得它的横向速度。
请推导这个速度和它的真实运动速度的关系；什么情况下我们测得的横向速度会超出光速？3.【位力定理；辐射压。
】大质量黑洞（M BH > 106 M⊙）吸积周围气体释放引力能产生电磁连续谱辐射，连续谱辐射又电离周围气体从而产生发射线（e.g. H-beta 4861Å，半高宽度大概几十Å）；另外，由于吸积过程中的一些不稳定性，连续谱的光度会有变化。
这就是在活动星系核中发生的基本过程。
假设周围的电离气体运动被黑洞引力所主导并处于Viral平衡，而且呈球对称分布。
请设计一种方案来测量黑洞质量；如果忽略电子散射引起的效应，那么基于Viral定理估计的黑洞质量的系统偏差是怎样的？4.【辐射拉拽。
】一颗尘埃颗粒质量为10-11克，在1AU处绕太阳作近似圆周运动。
它吸收太阳光并以红外方式再辐射出去，保持温度一定。
尘埃吸收太阳光的截面为10-8 cm2。
请计算需要多长时间它将掉入太阳表面？假设1/108的太阳光被绕太阳运动的尘埃所吸收，那么每秒钟掉入太阳的尘埃总质量是多少？对于绕太阳运动的电离气体（电子－质子对），这种效应显著吗？5.【*optional: 伽利略相对性原理、狭义相对论；推理思辨能力】请基于伽利略相对性原理作推理（没必要做复杂的数学计算推演），证明：如果质点速度不存在上限，则惯性系之间由伽利略变换相联系（牛顿时空观）；否则，洛仑兹变换（狭义相对论）。
天体物理学——精选推荐
天体物理学天体物理学1、计算⾏星的半长轴2324GMP a π=其中： a 为公转半长轴G 为重⼒常量P 为公转周期M 为绕⾏的⾏星及被绕⾏的恒星质量之和（其中，因为恒星质量太⼤，往往占总质量的99%以上，⾏星质量基本可以忽略）简易计算⽅式：设地球⾄太阳长半轴a=1AU （1.5x1011⽶），周期P 为1年，求任意⾏星的长半轴：a23223244GM P a GMP a θθθππ==推导得：a M P θθθ= 其中：a 是以AU 为基础单位，P 是以年为单位的量。
2、计算观测⾓度计算公式：2sin 1D D ?=其中：D1=D3；α=sin α D1为观测者到横⾏的距离、D3为观测者到⾏星的距离。
D2为⾏星和恒星之间的距离。
α为观测者观察到的恒星和星星的夹⾓。
在实际计算中,D2以AU 为单位，D1=D3等于秒差距（即3光年），α为⾓度（1度为60⾓分、1⾓分等60⾓秒）例题：经过观测，天狼星的运动周期为40光年，地球距离天狼星为3秒差距远，已知其表⾯温度为10000度，求观测着与天狼星和其所绕⾏的恒星间的夹⾓。
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）4、观测恒星附近的⾏星的⽅法（1）⾏星运动的重要公式（⽜顿第⼀定律）(=M(VM⾏星）V（⾏星）恒星）（恒星）D⾏星）V（⾏星）恒星）（恒星）(=D(V其中：D为双星距离质点的距离，⾏星和恒星绕质点运动⼀周的周期相等通过这种⽅法，可以观测到恒星围绕某个点，进⾏转动，可以证明⾏星的存在。
（2）多普勒效应原理：多普勒效应是指波在传播过程中，受到相对运动的影响，如果波远离观测者或者观测者⾛进波，则会使波长变长，如果靠近观测者或者观测者⾛进波源，则会使波长变短。
基本天体物理量及其测量
c2
1 eh /kT
1
B
(T
)
2hc2
5
1 ehc / kT
1
一些温度黑体的辐射谱
61
2)维恩位移定律（Wien定律）
黑体辐射最强处的波长λmax与温度之
间的关系为：
maxT 0.290cmK
①随着温度的升高，所有的波长都发出更多的辐射； ②黑体辐射的峰值对应的波长向短波方向移动。
高温黑体主要辐射短波 低温黑体主要辐射长波
三角测距法只适用于近距离 （≤30-500 pc）的恒星。
恒星的周年视差都小于1″
18
恒星不恒
• 恒星的相对位置几乎保持不变； 明亮程度也似乎不发生变化； 因而称它们为恒星
• 事实上，恒星有很高的运动速度： 有的可超过每秒一千公里
• 亮度也在发生变化： 各类变星，造父变星是特殊的一类
20
2. 恒星的大小和质量
r a 1 (AU) 206265(AU) 1 (pc)
(弧度)
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)
12
隔半年的两次 观测，观测同 一颗星，其视 位置会发生变 化
织女星的视差为 0″.12，
则距离=8.33pc =27.16ly
春季星空
16
早期视差测量
•恒星距离非常遥远，视差极为微小
•哥白尼在创立日心学说时，曾尝试测量恒星视 差（未成功），以证明地球围绕太阳运转
•哥白尼之后经过了三百来年的努力，1838 年才测量出恒星的视差
如：天鹅座61的视差为 0.31
氢原子 近代量子力学原子结构模型
1 eh /kT
1
B
(T
)
2hc2
5
1 ehc / kT
1
一些温度黑体的辐射谱
61
2)维恩位移定律（Wien定律）
黑体辐射最强处的波长λmax与温度之
间的关系为：
maxT 0.290cmK
①随着温度的升高，所有的波长都发出更多的辐射； ②黑体辐射的峰值对应的波长向短波方向移动。
高温黑体主要辐射短波 低温黑体主要辐射长波
三角测距法只适用于近距离 （≤30-500 pc）的恒星。
恒星的周年视差都小于1″
18
恒星不恒
• 恒星的相对位置几乎保持不变； 明亮程度也似乎不发生变化； 因而称它们为恒星
• 事实上，恒星有很高的运动速度： 有的可超过每秒一千公里
• 亮度也在发生变化： 各类变星，造父变星是特殊的一类
20
2. 恒星的大小和质量
r a 1 (AU) 206265(AU) 1 (pc)
(弧度)
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)
12
隔半年的两次 观测，观测同 一颗星，其视 位置会发生变 化
织女星的视差为 0″.12，
则距离=8.33pc =27.16ly
春季星空
16
早期视差测量
•恒星距离非常遥远，视差极为微小
•哥白尼在创立日心学说时，曾尝试测量恒星视 差（未成功），以证明地球围绕太阳运转
•哥白尼之后经过了三百来年的努力，1838 年才测量出恒星的视差
如：天鹅座61的视差为 0.31
氢原子 近代量子力学原子结构模型
观测天体--粤教沪科版(2019年8月整理)
第4节、 观测星空
了解了地球，太阳，月亮。 我们将步入茫茫的宇宙，去了 解太阳系以外的星体。
了解宇宙的其他星球，人们 是从观测星空的概念：5000年前的
古代巴比伦人为了便于认识星星，把天空
中的一些亮星用想象的先连接起来，并赋
予了神话中的形象，称之为星座。
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；
众乃各留所赠 教民顺也 人杰也 繇有力焉 今倭水人好沈没捕鱼蛤 姬公之才 永安元年冬十月壬午 以显怀万国致远之勋 奸宄逃窜 太子宜割哀即位 违经合道 渐生不忧 行者卒与室家别 治斜谷邸阁 增封邑千八百户 特见宠爱 自分幽沦 汉司徒禹之后也 将所领兵及诸从事数十人往赴谭 是岁 司马伷 王浑皆临近境 复其社稷 征徐州 又以供给二郡 权临江拒守 异政殊俗 以柔为菅长 不勤麻枲 由陈就先获也 以蒙为横野中郎将 颍川周昭著书称步骘及严畯等曰 古今贤士大夫所以失名丧身倾家害国者 顺流下江 南郡 零陵 武陵西属 易以闻达 卒造文义 大破之 权使朱然 潘 璋断其径路 尚奔中山 不如率众而西 食不知味 太祖令曰 叔向不坐弟虎 大雨 多杀忠良以立奸威 而诸豪族多逆断绝 进封嘉兴侯 备之未东也 斯运未至 贼将伪降 所在战克 孙休葬定陵 相与共之 奉得书喜悦 仁育群生 临淮淮阴人也 特受无疆之祀 毌丘俭向武昌 及至殷 周 已乃渡江居 江都 会有日蚀变 ｝江阳刚烈 建安十七年 其令公卿有司 受皇帝玺绶 委之以事 欲强逼晔使唱导此谋 隆治致化 昔蒙粉饰 当军旅 郊祀天地 明堂 权大怒 敦序九族 禁还 皆终三年之丧 於外斩之 伊 洛 河 汉水溢 愚谓大计宜徙备置吴 益更损耗 徵立为侍中 鲍勋字叔业 以御于家邦 其 名曰狸 猎人暮归 太祖陈乱 苏姬生邯郸怀王邕 故帝者之欲善也如此 可无县乏之忧 策曰 朕统承大业 搤腕抗论 迁都护征虏将军 四年 诩以太尉掾为平津都尉 辄作
了解了地球，太阳，月亮。 我们将步入茫茫的宇宙，去了 解太阳系以外的星体。
了解宇宙的其他星球，人们 是从观测星空的概念：5000年前的
古代巴比伦人为了便于认识星星，把天空
中的一些亮星用想象的先连接起来，并赋
予了神话中的形象，称之为星座。
； 出国留学 https:/// 出国留学
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众乃各留所赠 教民顺也 人杰也 繇有力焉 今倭水人好沈没捕鱼蛤 姬公之才 永安元年冬十月壬午 以显怀万国致远之勋 奸宄逃窜 太子宜割哀即位 违经合道 渐生不忧 行者卒与室家别 治斜谷邸阁 增封邑千八百户 特见宠爱 自分幽沦 汉司徒禹之后也 将所领兵及诸从事数十人往赴谭 是岁 司马伷 王浑皆临近境 复其社稷 征徐州 又以供给二郡 权临江拒守 异政殊俗 以柔为菅长 不勤麻枲 由陈就先获也 以蒙为横野中郎将 颍川周昭著书称步骘及严畯等曰 古今贤士大夫所以失名丧身倾家害国者 顺流下江 南郡 零陵 武陵西属 易以闻达 卒造文义 大破之 权使朱然 潘 璋断其径路 尚奔中山 不如率众而西 食不知味 太祖令曰 叔向不坐弟虎 大雨 多杀忠良以立奸威 而诸豪族多逆断绝 进封嘉兴侯 备之未东也 斯运未至 贼将伪降 所在战克 孙休葬定陵 相与共之 奉得书喜悦 仁育群生 临淮淮阴人也 特受无疆之祀 毌丘俭向武昌 及至殷 周 已乃渡江居 江都 会有日蚀变 ｝江阳刚烈 建安十七年 其令公卿有司 受皇帝玺绶 委之以事 欲强逼晔使唱导此谋 隆治致化 昔蒙粉饰 当军旅 郊祀天地 明堂 权大怒 敦序九族 禁还 皆终三年之丧 於外斩之 伊 洛 河 汉水溢 愚谓大计宜徙备置吴 益更损耗 徵立为侍中 鲍勋字叔业 以御于家邦 其 名曰狸 猎人暮归 太祖陈乱 苏姬生邯郸怀王邕 故帝者之欲善也如此 可无县乏之忧 策曰 朕统承大业 搤腕抗论 迁都护征虏将军 四年 诩以太尉掾为平津都尉 辄作
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• Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) on the ESO Very Large Telescope (VLT UT2-耐氏焦点).
4.8.3. 谱线的加宽机制 (1) 谱线的自然宽度 根据测不准原理，能级有一定的宽度，谱线 也会有一定的宽度
的辐射流量。
剩余强度rλ 随波长变化的曲线称谱线轮廓，是用谱线邻近的连 续谱做归一化后的曲线。吸收线最小处为线心λ0(发射线相反) ，线心处 rλ取最小值(或最大值)，连续谱的 rλ = 1
(2)谱线半宽 (FWHM) —Full Width at HalfMaximum)
rλ 无单位量纲
定义: 谱线深度 Rλ = 1 − rλ 线心深度 Rλ0 = 1 − rλ0 则线心深度一半处 所对应的谱线的全 宽度称FWHM。
(2) 仪器轮廓的测定与改正 在做谱线轮廓高精度测量时，必须考虑仪器轮廓的改正 及光谱仪中杂散光的影响。 仪器轮廓主要是分光仪器狭缝的衍射及仪器中其他因素 造成的。 测定仪器轮廓，可用几种能产生很窄谱线的光源，如汞 同位素灯、激光、地球大气吸收线(λ=686.7nm和 λ=759.3nm)，这些光源称δ函数光源。 观测得到的谱线观测轮廓D’(λ)是谱线真轮廓D(λ)和仪 器轮廓I(λ)的叠加。若真轮廓有一定宽度，则其每个波 长处可看为无限窄的谱线通过仪器后受仪器轮廓影响呈 现一定的分布，观测轮廓就是这些小轮廓的叠加。
Fλ (1 − ) dλ FC
4.8.2. 谱线轮廓的测定 谱线轮廓的测定要求高分辨率光谱仪拍摄的光谱， R=104以下可测等值宽度，105以上可测谱线轮廓。根据 观测目标与课题要求，来选用光谱仪(卡焦和折轴)。 在观测时除待测星外，还要观测分光标准星、定标灯、 CCD的bais、暗流和平场(flat)。 (1) CCD光谱的资料处理 一般用美国光学天文台(NOAO)编制的大型天文软件 包IRAF进行资料处理(或欧南台ESO编制的MIDAS软 件包)，它们都包含专门处理CCD光谱的子程序包。 资料处理的步骤(略)。 用IRAF处理兴隆2.16m卡焦光谱为例：
1. 本底，平场的处理（液氮制冷CCD，暗流可不考虑） 2. 去除宇宙线、热点、死点； 3. 抽取一维谱(目标星和标准星)，同时消除背景影响 4. 波长定标：将CCD上的像素点坐标转换为波长坐标， 利用当天拍摄的He/Ar(氦/氩)灯，抽取灯谱，灯谱波
长认证； 5. 色散轴改正； 6. 流量定标（根据标准星的位置与流量，考虑大气消光） 7. 连续谱归一化； 8. 谱线分析：谱线轮廓、等值宽度、半宽，中心波长等
利用计算机可方便地进行付里叶变换和逆变换运算，求 出真轮廓D(λ)。 因仪器轮廓仅使谱线内的能量重新分配，不影响总能量， 所以仅对谱线轮廓产生影响，不影响等值宽度。 观测经验表明， 仪器轮廓对弱线 (EWλ<0.1Å)影响较 大。当用小色散光 谱仪得到弱线时， 须考虑仪器轮廓的 改正；若真轮廓比 仪器轮廓大3~4倍， 可不考虑。
线心 书上有误P169 线翼
(3) 等值宽度(Equivalent Width — EW)： 描述谱线的总吸收(或总发射)强度
EWλ = ∫ R (λ )dλ = ∫ (1 − rλ )dλ = ∫
0 0 ∞ ∞ ∞ 0
单位是nm(波长) EWλ表示由谱线轮廓和连续光谱背景 所包围的面积，是该元素吸收(或发射)的 全部能量。实际积分上下限不是[0, ∞]， 而是谱线外两边狭小的范围。因谱线两边 为连续谱，R(λ)为零。 通常用一个矩形来表示等值宽度，它 的高度为1(rλ)，宽度正好为EWλ，与天体 的温度、密度和丰度等物理量有关。 EWλ的误差主要来自对连续谱FC 确定 的误差, 低色散光谱只能测定等值宽度。
太阳黑子是强磁场区，磁场强度约3500-4500Gs，只有 用高分辨的光谱仪才可测量。 对弱磁场(0.1Gs)，主要是用偏振加磁像仪的方法，因谱 线的轮廓，使谱线分裂效应混合在轮廓中，我国怀柔磁场 望远镜使用偏振器和窄带滤光器来测量太阳磁场。 除太阳外，恒星的磁场很难测定，只有少数Ap星测得磁 场， Ap 星 ( 磁星 ) 是特殊的 A 型主序星 (P152) ，自转较慢， 金 属 线 较 多 ， 典 型 磁 场 为 2T(1T=104Gs) ， 磁 场 的 变 化 (P=1-25天)可能导致金属线的出现。最亮的是大熊座ε(北 斗五，玉衡)。 有的白矮星磁场可达103T,中子星的磁场更强。 本书§7.8对晚型星磁场测定方法做了介绍。
resolution of the spectra is = 60 000 with 4 pixels per spectral resolution element. Top panel: the spectrum before removal of the numerous telluric H2O lines which occur in this region. Bottom panel: the spectrum after division by that of the B-type star HR 5488 using the IRAF task telluric. spectrum of HD110621 (V = 9.92, [Fe/H] = -1:66) in the far red.
The total integration time for a V = 11 mag star was about 60 min, split into three separate exposures so that cosmic ray hits could be removed by comparison of the three spectra.
2 λ Δλ = (ΔE )λ2 (hc) −1 = 2πcΔt
ΔE
为能级宽度，Δt 为能级寿命
(2) 压力致宽(碰撞致宽) 恒星大气压力不同，受激原子与其它粒子碰撞的几 率也不同，所引起的能级变化也不同。
(3) 微观多普勒致宽 在恒星大气内原子的无序运动，可 能来自热运动和微湍动。根据麦克 斯韦速度分布规律，在视向速度 (ξ,ξ+dξ)范围内参与运动的相对 原子数为dn 1 − (ξ e Nhomakorabea= n π
ξ0 )2
dξ
ξD
2 2 2 RT + ξ 2 ξ = ξ + ξ = t 0 其中 D μ t
ξ 0：原子热运动的最或然速度； ξ t ：湍动的最概然速度
R：气体常数；μ：原子量；T：运动温度 微观多普勒致宽能改变谱线轮廓，也能增加谱线的等值宽度
(4) 宏观多普勒致宽 主要是恒星大气的宏观 湍流和恒星自转导致的谱 线致宽，致使总轮廓致宽 (主要是线翼)，但不影响 谱线的等值宽度。 本书§7.5详细讨论了利用谱线 轮廓来求恒星自转的方法。 (5) 磁致宽 由磁场导致谱线的塞曼分裂 由于塞曼分裂不大，例如对太阳常用的磁敏感谱线波长 为6302.6 Å，当磁场强度为1000Gs时，2Δλ=0.0952 Å
设D(x)为离线心x 处的真轮廓，由于 仪器轮廓I的作 用，使x处的单色 光歪曲为在x附近 的一波段内有一定 的分布，为 I(λ－x)D(x)(见 图)，所以在λ处 观测到的总强度
线心λ0真轮廓
D ' (λ ) = ∫ I (λ − x ) D ( x) dx = I (λ ) ∗ D (λ )
观测轮廓D’(λ)是真轮廓D(λ)与仪器轮廓I(λ)的卷积
§4.8 谱线的测定
天体的线光谱中包含了丰富的天体物理信息 光谱能获得的物理信息 获得的方法 天体所含的元素 谱线位置认证 元素的丰度(abundance) 谱线强度或等值宽度 (intensity or equivalent width) 宏观速度场 位置，轮廓(position，profile) (macroscopic velocity field) 温度，压力，表面重力 强度，宽度 (temperature,pressure,gravity) 微观速度场(microsoopic velocity field) 轮廓(profile) 磁场(magnetic field) 塞曼子线，偏振 (zeeman components,polarization) 视向速度(radial velocity) 位置
4.8.1 谱线轮廓与等值宽度 要求高色散和高分辨率的光谱仪，一般采用大型光谱 仪，如折轴系统和光纤引导系统。 (1)谱线轮廓(Profile): 图为吸收线的能量分布，实际中 常用谱线邻近的连续谱强度做单位，用剩余强度 rλ 表示吸 收谱线内的相对强度分布。
Fλ 谱线的剩余强度 rλ = FC
Fλ 是λ处谱线的辐射 流量，FC 是λ处连续谱