实测天体物理学PDF课件合辑-中国科技大学-共751页解读
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天体物理小知识演示文稿(共91张PPT)
不信你看！
Wow，惊呆了！！
看着只是个小星星，真实体积吓屎你！
天狼星是大犬座中的一颗双星，另一颗暗白 矮星伴星。
天狼星是一颗比太阳亮23倍的蓝白星
双星系统
双星引力波是很漂亮的漩 涡曲线~~
其实双星也叫做——恒星恋人，就像…
比双星更稀有更耀眼的是神马！！ 是四星！！
美国宇航局的“斯皮 策”太空望远镜发现 ，在长蛇星座有一个 相对年幼的星系，拥 有4颗恒星。
六，土卫二
观赏喷泉的行星际公园。
我不骗小朋友的，自己看！！！
木卫二（小球大水滴） VS 地球
再添点数据
木卫二冰层厚度平均100公里，也就是10万米深！！地球的海洋 平均深度才三公里，什么概念啊…
太平洋：平均深度3957米，最大深度11034 大西洋：平均深度3626米，最深处达9219米 印度洋：平均深度3397米，最大深度的爪哇海沟达7450米。 北冰洋: 平均深度1300米，
那，谁的密度最大呢？？？
咳咳，请翻页！（此处是为了让你有时间想一想）
天体密度——白矮星
白矮星（White Dwarf）是一种低光度、高密度、高温度的恒星。也是一 种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼 星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积和地球相当，但质量却和太阳 差不多，它的密度在1000万吨/立方米左右（地球密度为5.5g/cm3）， 一颗与地球体积相当的白矮星（比如说天狼星的邻星Sirius B）的表面重 力约等于地球表面的18万倍。
量是如此之大，半径十公里的中子星的质量就与太阳的质量相当了。
同白矮星一样，中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成 的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的 计算，当老年恒星的质量为太阳质量的倍时，它就有可能最后变为一 颗中子星，而质量小于个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。
核天体物理课件
Wave function solutions:
Continuity condition…
Wave intensity in interior region: (after very tedious algebra)
calculated
experimental
|A‟|2 |F‟|2
Ecm (MeV)
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ[very low energies, zero angular momentum]
“Gamow factor” e-2
George Gamow (1904-68)
“astrophysical S-factor”
cross sections
S-factors
Formal reaction theory: Breit-Wigner formula
• Nobel prize to Ray Davis (2002)
Ray Davis (1914-06)
(ii) g-ray astronomy •radioactive („live”) 26Al has bee observed in the Galaxy [see image on right] 26 •T1/2( Al)=720,000 years; time scale of Galactic chemical evolution: 109 years • from photon intensity: 1-2 solar masses of 26Al in Galaxy • conclusion: nucleosynthesis is ongoing
Supernova shock wave reaches gas previously ejected by central star
Continuity condition…
Wave intensity in interior region: (after very tedious algebra)
calculated
experimental
|A‟|2 |F‟|2
Ecm (MeV)
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ[very low energies, zero angular momentum]
“Gamow factor” e-2
George Gamow (1904-68)
“astrophysical S-factor”
cross sections
S-factors
Formal reaction theory: Breit-Wigner formula
• Nobel prize to Ray Davis (2002)
Ray Davis (1914-06)
(ii) g-ray astronomy •radioactive („live”) 26Al has bee observed in the Galaxy [see image on right] 26 •T1/2( Al)=720,000 years; time scale of Galactic chemical evolution: 109 years • from photon intensity: 1-2 solar masses of 26Al in Galaxy • conclusion: nucleosynthesis is ongoing
Supernova shock wave reaches gas previously ejected by central star
实测天体物理方法_谭徽松
实测天体物理方法
云南天文台
南方基地
实测天体物理方法，利用实验物理学的技术和方法来观测和研究天体的物理本质的学科，
它是连接天文仪器和理论天体物理的桥梁。从喜伯恰斯和托勒梅 先后编制星表时开始，就出 现了天体的光度测量，后来随着照相和光电技术的出现，形成了光度学；1666 年，牛顿用三棱镜 得到太阳光谱，逐渐完善为分光学；在 1957 年苏联发射人造地球卫星以后，美国、西欧、日本也 相继发射了天文卫星和空间飞行器，在其中安装了各种类型的探测器（利用高能物理、核物理、 原子物理的探测技术），探测天体的各种辐射，不仅形成了地面探测，行星际探测和空间探测的 立体观测，而且使紫外天文学、X 射线天文学、 射线天文学迅速发展，使十九世纪四十年代出 现的红外天文学焕发青春，从此进入了全波段天文学的新时代。
126 126 128 129 131 132 132 132 134 135 146 146 147 150 151 153 154 160 161
5
第一章 光学天文台址
人们古代的天文观测都是用肉眼在光学波段进行的，并不需要固定的天文观测台址。在 1609 年伽利略的第一架望远镜问世后的半个多世纪，小型的望远镜随身可带，直到 1667 年建立 Paris 天文台，1675 年，英国在伦敦建立格林尼治天文台。早期的天文台大都建在人口密集的大 城市，如巴黎，伦敦，汉堡等。因为当时望远镜的口径小，城市的光污染小，加上交通和后勤供 应等原因。随着望远镜口径的增大，城市光污染的严重，天文研究对观测条件的要求更高，在 20 世纪上半叶，天文台从城市走到山上，并对观测条件进行考察，如上世纪初的美国威尔逊山天文 台，帕拉玛山天文台等，后来的法国 Haute Provence 天文台，美国 Sacramento Peak 天文台， 一批口径 1-5 米的望远镜问世。到 20 世纪下半叶，对地球大气影响研究的更深入，天文仪器精 度更高，口径更大，价格更贵，天文研究课题的更深入，对台址的要求越来越苛刻，推动天文台 选址理论和方法的迅速发展，认识到好的天文台址是天文观测的宝贵资源，至少和望远镜本身具 有同等的重要性。为了让昂贵的望远镜充分发挥作用，要花几年甚至十几年的时间才能选出和确 定一个好的台址。很多国家打破国界，走出国门，使好的天文台址成为全世界天文学家共享的天 文资源。
云南天文台
南方基地
实测天体物理方法，利用实验物理学的技术和方法来观测和研究天体的物理本质的学科，
它是连接天文仪器和理论天体物理的桥梁。从喜伯恰斯和托勒梅 先后编制星表时开始，就出 现了天体的光度测量，后来随着照相和光电技术的出现，形成了光度学；1666 年，牛顿用三棱镜 得到太阳光谱，逐渐完善为分光学；在 1957 年苏联发射人造地球卫星以后，美国、西欧、日本也 相继发射了天文卫星和空间飞行器，在其中安装了各种类型的探测器（利用高能物理、核物理、 原子物理的探测技术），探测天体的各种辐射，不仅形成了地面探测，行星际探测和空间探测的 立体观测，而且使紫外天文学、X 射线天文学、 射线天文学迅速发展，使十九世纪四十年代出 现的红外天文学焕发青春，从此进入了全波段天文学的新时代。
126 126 128 129 131 132 132 132 134 135 146 146 147 150 151 153 154 160 161
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第一章 光学天文台址
人们古代的天文观测都是用肉眼在光学波段进行的，并不需要固定的天文观测台址。在 1609 年伽利略的第一架望远镜问世后的半个多世纪，小型的望远镜随身可带，直到 1667 年建立 Paris 天文台，1675 年，英国在伦敦建立格林尼治天文台。早期的天文台大都建在人口密集的大 城市，如巴黎，伦敦，汉堡等。因为当时望远镜的口径小，城市的光污染小，加上交通和后勤供 应等原因。随着望远镜口径的增大，城市光污染的严重，天文研究对观测条件的要求更高，在 20 世纪上半叶，天文台从城市走到山上，并对观测条件进行考察，如上世纪初的美国威尔逊山天文 台，帕拉玛山天文台等，后来的法国 Haute Provence 天文台，美国 Sacramento Peak 天文台， 一批口径 1-5 米的望远镜问世。到 20 世纪下半叶，对地球大气影响研究的更深入，天文仪器精 度更高，口径更大，价格更贵，天文研究课题的更深入，对台址的要求越来越苛刻，推动天文台 选址理论和方法的迅速发展，认识到好的天文台址是天文观测的宝贵资源，至少和望远镜本身具 有同等的重要性。为了让昂贵的望远镜充分发挥作用，要花几年甚至十几年的时间才能选出和确 定一个好的台址。很多国家打破国界，走出国门，使好的天文台址成为全世界天文学家共享的天 文资源。
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
实测天体物理ch3天体的辐射和天文观测
a band
D1 & D2 E b1, b2, b3, b4 c F (H-beta) d e f G g h H&K
O2 (molecular oxygen in Earth's atmosphere)
Na (sodium) Fe (iron) Mg (magnesium) Fe (iron) H (hydrogen) Fe (iron) Fe (iron) H (hydrogen) Fe Ca (H-delta) H (hydrogen) Ca (calcium)
2
§3.1
天体的辐射
3
天体的信息是由天体辐射传来的。这些辐射 或是天体本身发射的，或是天体反射及散射 其它天体的辐射。 用物理学的技术和方法分析来自天体的电磁 辐射，可得到天体的各种物理参数。根据这 些参数运用物理理论来阐明发生在天体上的 物理过程，及其演变是实测天体物理学和理 论天体物理学的任务。
G. R. Kirchhoff (1824-1887)
22
当原子或分子从一个能量状态转变为另一个能量状态时，就发生电磁辐射 (electromagnetic radiation)。一次能量转变(transition,跃迁)发射或吸收 一个光子(photon)，其所携带的能量为: E h . 这个过程产生线谱 (line spectrum)，包括发射谱( emission spectrum)和吸收谱( absorption lines)
13
ARGO
中国科学院高能物理研究所 粒子天体中心羊八井国际宇 宙线观测站。
14
Position:
Longitude 90° 31’ 50” East Latitude 30° 06’ 38” North 4300 m above the sea level
教科版高中物理必修二3.1《天体运动》课件.ppt
1 天体运动
1．能简要地说出日心说、地心说的两种不同观点． 2．知道开普勒对行星运动描述的三定律． 3．体会科学家在宣传和追求科学真理时所表现的坚
定信念和献身精神
一、古代关于天体运动的两种学说
内容
局限性
地 心 说
地球 是宇宙的中心， 都把天体的运
而且是静止不动地的球 ， 动看得很神圣，
太阳、月亮以及其他 认为天体的运
行太星阳 都绕
运动 匀动速必圆然周是最完
美、最和谐的
日 心 说
太是阳宇宙的中心，
运
且是静止不动的，地 动，而和丹麦
球和其他行星都绕 天文学家第谷
运动
的观测数据不
思考 1.“日心说”最终战胜了“地心说”是否说 明“日心说”就是十分完善的？
提示 “日心说”虽然最终战胜了“地心说”，但 它由于当时人们认知水平的局限性，一些观点也是 不准确的，如运动轨道不是圆而是椭圆，做的不是 匀速圆周运动而是变速曲线运动．
二、开普勒行星运动定律
定律
开普勒 第一定
律
内容 所有行星 椭圆绕太阳 运动椭的圆轨道都焦点 是 ，太阳处 在 的一个
上
公式或图示
定律
开普勒 第二定
律
内容 从相等太的阳时到间行星的 连线相等在的时间
内扫 过
.
公式或图示
定律
内容
公式或图示
行星 的轨道的
公式：
a3 T2
＝k，k是一
开普勒 半长轴 的三次方跟 个与行星无关 的常量
星体无关，也就是说只有围绕同一中心天体运转的行星
或卫星，k值才相同，
Байду номын сангаас
a3 T2
＝k才成立；对于绕不同的中心
1．能简要地说出日心说、地心说的两种不同观点． 2．知道开普勒对行星运动描述的三定律． 3．体会科学家在宣传和追求科学真理时所表现的坚
定信念和献身精神
一、古代关于天体运动的两种学说
内容
局限性
地 心 说
地球 是宇宙的中心， 都把天体的运
而且是静止不动地的球 ， 动看得很神圣，
太阳、月亮以及其他 认为天体的运
行太星阳 都绕
运动 匀动速必圆然周是最完
美、最和谐的
日 心 说
太是阳宇宙的中心，
运
且是静止不动的，地 动，而和丹麦
球和其他行星都绕 天文学家第谷
运动
的观测数据不
思考 1.“日心说”最终战胜了“地心说”是否说 明“日心说”就是十分完善的？
提示 “日心说”虽然最终战胜了“地心说”，但 它由于当时人们认知水平的局限性，一些观点也是 不准确的，如运动轨道不是圆而是椭圆，做的不是 匀速圆周运动而是变速曲线运动．
二、开普勒行星运动定律
定律
开普勒 第一定
律
内容 所有行星 椭圆绕太阳 运动椭的圆轨道都焦点 是 ，太阳处 在 的一个
上
公式或图示
定律
开普勒 第二定
律
内容 从相等太的阳时到间行星的 连线相等在的时间
内扫 过
.
公式或图示
定律
内容
公式或图示
行星 的轨道的
公式：
a3 T2
＝k，k是一
开普勒 半长轴 的三次方跟 个与行星无关 的常量
星体无关，也就是说只有围绕同一中心天体运转的行星
或卫星，k值才相同，
Байду номын сангаас
a3 T2
＝k才成立；对于绕不同的中心
天体物理学课件06超新星
质和磁场相互作用而形成的气体星云。 • 强射电辐射和高能辐射源（同步加速辐射，激波加热） 。 2020/10/28
例
• 特征
光度L～107-1010 L⊙，
Lf /LI ～ 108
爆 发 能 E～1047-1052 ergs-1（ 99% 中 微 子 ， 1 % 动 能 ， 0.01%可见光）
膨胀速度v～103-104 kms-1
第五章 超新星
§5.1 超新星简介及其观察特性 §5.2 超新星爆发机制一：不稳定核燃烧 §5.3 超新星爆发机制二：引力坍缩 §5.4 超新星遗迹 §5.5 超新星SN1987A
§5.1 超新星简介及其观察特是 Gamma Ray Burst
Ia 类存在于旋涡星系或椭圆星系中，Ib 类 存在于旋涡星系中。II 型分布于旋涡星系 的旋臂中。
2020/10/28
超新星1987A 的遗留物：环 状星云
SN 1987A in X-ray
环状星云的结构
Kepler
Kepler
John lamsteed Cas A
Ian Shelton SN 1987A
§5.5 超新星1987A
• 1987.2.23爆发于LMC (d = 170,000 ly)，是人类自望 远镜发明以来第一颗凭肉 眼发现的超新星。
• 前身星： Sanduleak --蓝超巨星 M ~ 20 M⊙，L ~ 105 L⊙， T ~ 16,000 K，R ~ 40R⊙
核坍缩与超新星爆发
核心核反应停止 R c↓Tc↑
Fe核光致离解 4He光致离解
当ρc =ρnu，核坍缩停止 →激波反弹 →壳层抛射
→II型超新星爆发 →中子星
能量损失(若热压 为主)→ Pe↓
例
• 特征
光度L～107-1010 L⊙，
Lf /LI ～ 108
爆 发 能 E～1047-1052 ergs-1（ 99% 中 微 子 ， 1 % 动 能 ， 0.01%可见光）
膨胀速度v～103-104 kms-1
第五章 超新星
§5.1 超新星简介及其观察特性 §5.2 超新星爆发机制一：不稳定核燃烧 §5.3 超新星爆发机制二：引力坍缩 §5.4 超新星遗迹 §5.5 超新星SN1987A
§5.1 超新星简介及其观察特是 Gamma Ray Burst
Ia 类存在于旋涡星系或椭圆星系中，Ib 类 存在于旋涡星系中。II 型分布于旋涡星系 的旋臂中。
2020/10/28
超新星1987A 的遗留物：环 状星云
SN 1987A in X-ray
环状星云的结构
Kepler
Kepler
John lamsteed Cas A
Ian Shelton SN 1987A
§5.5 超新星1987A
• 1987.2.23爆发于LMC (d = 170,000 ly)，是人类自望 远镜发明以来第一颗凭肉 眼发现的超新星。
• 前身星： Sanduleak --蓝超巨星 M ~ 20 M⊙，L ~ 105 L⊙， T ~ 16,000 K，R ~ 40R⊙
核坍缩与超新星爆发
核心核反应停止 R c↓Tc↑
Fe核光致离解 4He光致离解
当ρc =ρnu，核坍缩停止 →激波反弹 →壳层抛射
→II型超新星爆发 →中子星
能量损失(若热压 为主)→ Pe↓
大学物理第19章天体物理与宇宙学简介.ppt
第19章 天体物理与宇宙学简介
§19.1 广义相对论 §19.2 致密星 §19.3 宇宙学简介
1
天体物理是天文学中最年轻的一门分支学科， 它应用物理学的技术、方法和理论来研究各类天 体的形态、结构、分布、化学组成、物理状态和 性质以及它们的演化规律.
宇宙学是研究宇宙形成和演化的科学，它的任 务是研究大尺度时空的整体结构和演化.
d A g0A0 dt A
14
d B g0B0 dt B
B A
d A d B
g0A0 g0B0
15
五、引力辐射
1918年，爱因斯坦就根据广义相对论预言了引力 波的存在. (1)寻求场方程的弱场辐射解； (2)寻求严格的场方程的特解.
的，而现在却看到，它之所以优越是因为在这种参 考系中消除了引力的作用.
在牛顿体系中，惯性系是决定于绝对空间的，它 不受物质运动的影响. 现在，一个做自由落体运动的
7
实验室才是一个局部惯性系，显然它是决定于物质 的分布及运动的.
总之，引力的作用使大范围的惯性系不再存在， 只能存在局部惯性系，而这些局部惯性系之间的关 系则由引力确定.
5
注意：实际的引力场不可能是均匀的，常常只在局 部范围中才能近似是均匀的.
原则上说，只有在一个点状的自由下落体系中才 能完全消除引力的一切现象.这就是必须强调“局部” 一词的原因.
2.广义相对性原理 爱因斯坦在将狭义相对性原理进一步推广到非
惯性系时，提出了广义相对性原理：
一切参考系都是平权的.或换言之，客观真实的 物理规律应该在任意坐标变换下形式不变——广义 协变性. (1)等效原理与广义相对性原理取消了惯性系的优越 地位，使一切参考系都平权； (2)一个正确的物理规律必须考虑引力场的影响.
§19.1 广义相对论 §19.2 致密星 §19.3 宇宙学简介
1
天体物理是天文学中最年轻的一门分支学科， 它应用物理学的技术、方法和理论来研究各类天 体的形态、结构、分布、化学组成、物理状态和 性质以及它们的演化规律.
宇宙学是研究宇宙形成和演化的科学，它的任 务是研究大尺度时空的整体结构和演化.
d A g0A0 dt A
14
d B g0B0 dt B
B A
d A d B
g0A0 g0B0
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五、引力辐射
1918年，爱因斯坦就根据广义相对论预言了引力 波的存在. (1)寻求场方程的弱场辐射解； (2)寻求严格的场方程的特解.
的，而现在却看到，它之所以优越是因为在这种参 考系中消除了引力的作用.
在牛顿体系中，惯性系是决定于绝对空间的，它 不受物质运动的影响. 现在，一个做自由落体运动的
7
实验室才是一个局部惯性系，显然它是决定于物质 的分布及运动的.
总之，引力的作用使大范围的惯性系不再存在， 只能存在局部惯性系，而这些局部惯性系之间的关 系则由引力确定.
5
注意：实际的引力场不可能是均匀的，常常只在局 部范围中才能近似是均匀的.
原则上说，只有在一个点状的自由下落体系中才 能完全消除引力的一切现象.这就是必须强调“局部” 一词的原因.
2.广义相对性原理 爱因斯坦在将狭义相对性原理进一步推广到非
惯性系时，提出了广义相对性原理：
一切参考系都是平权的.或换言之，客观真实的 物理规律应该在任意坐标变换下形式不变——广义 协变性. (1)等效原理与广义相对性原理取消了惯性系的优越 地位，使一切参考系都平权； (2)一个正确的物理规律必须考虑引力场的影响.
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）
天体基本参量及其测量方法PPT课件
↓
↓
↓
赤道和分点改正 原始星表(t) 恒星自行系统改正
↓
↓
↓
→
基本坐标系(T) ←
↓
精确测定岁差常数值
↓
天球惯性参考系( T。)
5
二 )、天球和天球坐标 系
1、天球和天球上的基本点、圈 2、天球坐标系 3、天体观测位置的归算 4、天体位置历表的编制
6
1、天球和天球上的基本点、圈
天球：以任意点为圆 心，以任意长为半 经的球。
基本点和基本圈：
天顶和真地平圈、
天极和天赤道、
天子午圈和四方点、
天黄极、天黄道和春 分点
天球图
7
1）、天顶和真地平圈：当地的铅垂线方向 延长与天球相交，观测者头顶方向那个交点 即为天顶。距天顶90⁰的大圆称为真地平圈。
2）、天极和天赤道：地球自转轴的延长线 称为天轴。天轴与天球相交两点，地球北极 往外延伸与天球相交那点为北天极P（另一 点为南天极）。地球赤道往外延伸与天球所 截的大圆为天赤道。天赤道到天极为90⁰ 。
天体的视差现象: 是由于观测者在空 间位置不同引起的观 测同一天体方向的变 化；观测者空间位置 不同是由于观测者随 地球自转、公转及银 河系运动；
25
地平视差（周日视差最大时）：天体 对地球赤道半径a的张角。
地面观测者（地面坐标系），观测的 结果经过周日视差改正后，将观测结果化 到地心坐标系。
周日视差：代表天体到地心的距离 （以地球赤道半径为单位的地心距离）
40
3 ）、岁差造成平春分点的运动
平春分点在日月岁差的影 响下，使得春分点沿着黄道 西退，速度Ψَ为50″.38/年 （实测值）。 行星岁差使得春分点沿着平 赤道朝着赤经减小方向运动， 其速度λَ为 0″.10553/年 （理论值）。 平春分点在日月岁差和行星 岁差共同影响下，每年沿黄 道西退约50“.3/年。
教科版物理必修二第三章 天体运动(共35张PPT)
①太阳是宇宙的中心，所有的行星都在 绕太阳做匀速圆周运动。 ②地球是绕太阳旋转的普通行星，月球是 绕地球旋转的卫星，它绕地球做匀速圆周 运动，同时还跟地球一起绕太阳运动。
(4)成就：使人们对宇宙的认识从主观的、
神秘的、原始的见解，上升到近代的、比 较客观合理的观点。
哥 白 尼(波兰）
哥白尼日心说观点的缺点和错误：
1.行星绕太阳运动的轨道十 分接近圆，太阳处在圆心
2.对于某一行星来说，它绕太阳 做圆周运动的角速度（或线速度） 不变，即行星做匀速圆周运动
3.所有行星的轨道半径三次 方跟公转周期的二次方的比 值都相等 即R³/T²=k
我曾测量天空，现在测量幽冥。 灵魂飞行天国，肉体安息土中。
--开普勒自撰墓志铭
补充：椭圆
C
P
图钉
A F1
O
图钉
B
F2
D
F1和F 2 为焦点 F1 F 2 为焦距 OC=OD------半短轴 OA=OB-----半长轴
二 、开普勒定律
第一定律：
所有行星分别在大小不同的椭圆轨道上围 绕太阳运动,太阳是在这些椭圆的一个焦点上
说明： 1.不同的行星，轨道 不同，半长轴不同。 2.对不同的行星，太 阳总在他们的焦点上。
a3 T2
k
B
半 短 轴
半长轴a
b
太阳
C
行星
A
行星/卫星
半长轴（106km）
周期（天）
K（m³/s²）
水星ห้องสมุดไป่ตู้
57
87.97
3.36×10^18
金星
108
225
3.36×10^18
地球
149
365
(4)成就：使人们对宇宙的认识从主观的、
神秘的、原始的见解，上升到近代的、比 较客观合理的观点。
哥 白 尼(波兰）
哥白尼日心说观点的缺点和错误：
1.行星绕太阳运动的轨道十 分接近圆，太阳处在圆心
2.对于某一行星来说，它绕太阳 做圆周运动的角速度（或线速度） 不变，即行星做匀速圆周运动
3.所有行星的轨道半径三次 方跟公转周期的二次方的比 值都相等 即R³/T²=k
我曾测量天空，现在测量幽冥。 灵魂飞行天国，肉体安息土中。
--开普勒自撰墓志铭
补充：椭圆
C
P
图钉
A F1
O
图钉
B
F2
D
F1和F 2 为焦点 F1 F 2 为焦距 OC=OD------半短轴 OA=OB-----半长轴
二 、开普勒定律
第一定律：
所有行星分别在大小不同的椭圆轨道上围 绕太阳运动,太阳是在这些椭圆的一个焦点上
说明： 1.不同的行星，轨道 不同，半长轴不同。 2.对不同的行星，太 阳总在他们的焦点上。
a3 T2
k
B
半 短 轴
半长轴a
b
太阳
C
行星
A
行星/卫星
半长轴（106km）
周期（天）
K（m³/s²）
水星ห้องสมุดไป่ตู้
57
87.97
3.36×10^18
金星
108
225
3.36×10^18
地球
149
365
天体运动(课件)高一物理(教科版2019必修第二册)
可能就是认为行星绕太阳做匀速圆周运动
造成的.后来他花了四年时间一遍一遍地进
行数学计算，通过计算这一怀疑使他发现
了行星运动三大定律.
开普勒第一定律
所有的行星围绕太阳运动的轨道都是
椭圆，太阳处在所有椭圆的一个焦点上。
说明：
1.太阳并不是位于椭圆中心，而是位于焦点处。
2.不同行星轨道不所有轨道的焦点重合。
行星都绕地球运动．
地心说直到16世纪才被哥白尼推翻.
托勒密
“地心说”模型
（二）日心说
代表人物：哥白尼
哥白尼在16世纪提出了日心说．
日心说认为太阳是宇宙的中心，
地球和其他行星都绕太阳做匀速
圆周运动．
1543年哥白尼的《天体运行论》
出版，书中详细描述了日心说理
论.
哥白尼
关注：日心说
(1)日心说提出的背景：在当时，哥伦布和麦哲伦的探险航行已经使不
【解析】 A、C错，B对：在行星运动时，行星和太阳的连线，在相等
律的区别：前者揭示的是同一行
的时间内，扫过相等的面积，故远日点速度小，近日点速度大。
D对：行星运行时速度的大小、方向都在改变，所以是变速曲线运动。
星在距太阳不同距离时运动快慢
的规律，后者揭示的是不同行星
运动快慢的规律。
题2［2020·郑州一中高一检测］理论和实践证明，开普勒行星运动定律不仅适用于太阳系中
3.1
天 体 运 动
人类对太空的探索
中国古代人们对太空的遐想：
天问
遂古之初,谁传道之?
上下未形,何由考之?
……..
夜光何德,死则又育?
厥利维何,而顾菟在
腹?
……..
人类对太空的探索
浩瀚的宇宙，群星璀璨，自古以来就吸引着人们探索其中的奥秘。是什么
造成的.后来他花了四年时间一遍一遍地进
行数学计算，通过计算这一怀疑使他发现
了行星运动三大定律.
开普勒第一定律
所有的行星围绕太阳运动的轨道都是
椭圆，太阳处在所有椭圆的一个焦点上。
说明：
1.太阳并不是位于椭圆中心，而是位于焦点处。
2.不同行星轨道不所有轨道的焦点重合。
行星都绕地球运动．
地心说直到16世纪才被哥白尼推翻.
托勒密
“地心说”模型
（二）日心说
代表人物：哥白尼
哥白尼在16世纪提出了日心说．
日心说认为太阳是宇宙的中心，
地球和其他行星都绕太阳做匀速
圆周运动．
1543年哥白尼的《天体运行论》
出版，书中详细描述了日心说理
论.
哥白尼
关注：日心说
(1)日心说提出的背景：在当时，哥伦布和麦哲伦的探险航行已经使不
【解析】 A、C错，B对：在行星运动时，行星和太阳的连线，在相等
律的区别：前者揭示的是同一行
的时间内，扫过相等的面积，故远日点速度小，近日点速度大。
D对：行星运行时速度的大小、方向都在改变，所以是变速曲线运动。
星在距太阳不同距离时运动快慢
的规律，后者揭示的是不同行星
运动快慢的规律。
题2［2020·郑州一中高一检测］理论和实践证明，开普勒行星运动定律不仅适用于太阳系中
3.1
天 体 运 动
人类对太空的探索
中国古代人们对太空的遐想：
天问
遂古之初,谁传道之?
上下未形,何由考之?
……..
夜光何德,死则又育?
厥利维何,而顾菟在
腹?
……..
人类对太空的探索
浩瀚的宇宙，群星璀璨，自古以来就吸引着人们探索其中的奥秘。是什么
天体物理讲义
折射望远镜
折射望远镜的缺点
色散 对红外、紫外光线吸收 镜面形变 镜面（双面）磨制
最大的（1米）折 射望远镜
反射望远镜的类型
牛顿式
卡塞格林式
折轴式
欧洲南方天文台
哈勃空间望远镜
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 波段进行观测 2002年3月添加the Advanced Camera for Surveys (ACS)
European 1995-98 Space Agency NASA, Germany 2003-
SIRTF
NGST
NASA
NASA
20022010?
0.85 m
4-8m
2 - 160 mm
0.5 - 30 mm
0.5 - 40"
0.02 - 0.3"
IRAS (Infrared Astronomy Satellite)
两颗子星围绕公共质心作椭 圆运动，半长径分别为 a1和 a2. 公共质心位于椭圆的焦 点上，子星在运动时与公共 质心始终位于一条直线上。 椭圆轨道的大小与子星的质 量有关， M1a1＝M2a2 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 a＝a1 + a2
目视双星质量的测定
§1.2 恒星的距离和大小
1.恒星距离的测定 (1) 三角视差法 (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/sinρ
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。
天体物理ppt课件
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• 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。
中科大天体物理学讲义02测量：天体信息的获取
第二章测量：天体信息的获取2.1 天体信息的获得1. 电磁辐射电磁辐射也就是电磁波。
目前绝大部分的天体信息通过这一渠道获得。
电磁辐射的频谱范围很广，从波长最短的 g射线，到可见光，再到波长很长的微波、射电波等都属于电磁辐射。
宇宙空间中的大量电磁辐射给我们提供了最多、最详尽的有关天体的各种信息。
望远镜简介望远镜最重要的性能指标一是通光口径，二是分辨率。
口径越大，收集到的光越多，看得就越远。
分辨率越高，看得也就越清楚。
折射望远镜折射望远镜使用透镜作为物镜。
由天体来的平行光经透镜折射后在焦平面上成像。
由凹透镜作目镜的称 Galileo 望远镜；由凸透镜作目镜的称 Kepler望远镜。
因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。
由于加工技术限制和吸收严重，折射望远镜口径不能太大。
反射望远镜反射望远镜使用反射镜作为物镜。
可分为Newton 望远镜、Cassegrain望远镜、Gregory 望远镜、R-C望远镜和折轴望远镜几种类型。
反射望远镜的主要优点是不存在色差。
反射望远镜的相对口径可以做得较大。
现代大型望远镜都采用这种类型。
折反射望远镜折反射望远镜由折射元件和反射元件组合而成。
主镜为球面镜，用于成像。
透镜用于改正像差。
折反射望远镜的特点是相对口径很大，光力强，视场广阔，像质优良。
2. 中微子天体不仅辐射电磁波，还发射大量的中微子。
中微子是1932年 Pauli 在研究 b 衰变时提出的一种不带电的粒子，Fermi 建议命名为Neutrino, 意思是微小的中子。
目前已经知道，中微子有 n e n m n t以及相应的反粒子。
可能有很小的质量。
中微子的特点是与一般物质的相互作用极弱，几乎可以毫无阻碍地穿越任何物质，很难捕捉。
对中微子而言，任何物质几乎都是透明的。
在恒星内部产生的中微子可以立刻逃逸出去，因此携带了丰富的关于恒星内部的信息。
每时每刻都有大量的中微子穿过我们的身体。
紫外、红外、天体观测-实测天体物理学-中国科技大学
GALEX/NGC 1705
国际紫外天文探测器（IUE）
• 1978年1月28日-1996年9月30 日，地球同步轨道。 • 口径45cm的卡塞格林望远镜 • 两台摄谱仪(高色散和低色 散)，工作于1150-4000埃间 • IUE was
– the longest and most productive astronomical space Observatory, – the first general user UV space Observatory – the first astronomical Observatory in High Earth Orbit.
研究意义
• 太 阳 系：太阳是紫外研究的第一个天体。由于许多 原子和分子的共振线属于紫外区﹐通过对太阳系内的 行星﹑彗星等天体的紫外光谱﹑反照率和散射的观测 ﹐有助于确定它们大气组成﹐从而建立大气模型。 • 恒 星：紫外观测对于早型星包括 O﹑B﹑A型星都 是非常重要的﹐因为它们在紫外区有最强的辐射。 • 星际介质：星际尘埃对不同波长的星光有不同的消光 作用，紫外显著 • 星 系：正常星系或特殊星系﹐在紫外都有强辐射。
• OAO-1于1966年4月8日发射,由于电源失灵,未取得任何资料。 • OAO-2于1968年12月7日发射
– 4x32cm望远镜， 在λ‾2600/2300/1500/1400埃对热主序星作UV光度观测； – 1x41cm望远镜，配上900～3000埃的宽带光度计， 用来研究弥漫星云的紫外线辐射和星际物质吸收； – 两台恒星紫外物端光栅分光计，研究1100～4000埃区域的光谱细节。
EUVE 极远紫外探索卫星
• Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE)：
国际紫外天文探测器（IUE）
• 1978年1月28日-1996年9月30 日，地球同步轨道。 • 口径45cm的卡塞格林望远镜 • 两台摄谱仪(高色散和低色 散)，工作于1150-4000埃间 • IUE was
– the longest and most productive astronomical space Observatory, – the first general user UV space Observatory – the first astronomical Observatory in High Earth Orbit.
研究意义
• 太 阳 系：太阳是紫外研究的第一个天体。由于许多 原子和分子的共振线属于紫外区﹐通过对太阳系内的 行星﹑彗星等天体的紫外光谱﹑反照率和散射的观测 ﹐有助于确定它们大气组成﹐从而建立大气模型。 • 恒 星：紫外观测对于早型星包括 O﹑B﹑A型星都 是非常重要的﹐因为它们在紫外区有最强的辐射。 • 星际介质：星际尘埃对不同波长的星光有不同的消光 作用，紫外显著 • 星 系：正常星系或特殊星系﹐在紫外都有强辐射。
• OAO-1于1966年4月8日发射,由于电源失灵,未取得任何资料。 • OAO-2于1968年12月7日发射
– 4x32cm望远镜， 在λ‾2600/2300/1500/1400埃对热主序星作UV光度观测； – 1x41cm望远镜，配上900～3000埃的宽带光度计， 用来研究弥漫星云的紫外线辐射和星际物质吸收； – 两台恒星紫外物端光栅分光计，研究1100～4000埃区域的光谱细节。
EUVE 极远紫外探索卫星
• Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE)：