赫罗图
盖亚任务、宇宙微波背景辐射、星际消光与红化、多普勒效应、赫罗图
宇宙背景辐射
宇宙背景辐射是来自宇宙空间背景上的各向同性或者黑体 形式和各向异性的微波辐射，也称为微波背景辐射。 有一个很令人头痛的问题在困扰这物理学家们，宇宙到底是 如何演化的。那是有两大派系，一派认为宇宙是一个稳恒的 存在，不会变大也不会变小，而另一派认为宇宙是起源于一 次大爆炸，大爆炸之后宇宙一直是在动态演化中的。那时候 似乎大爆炸似乎不太靠谱，因为按照这个「大爆炸」的逻辑， 我们现在应该能够观测到大爆炸的余热，然而大家暂时还没 找到。 二十世纪中叶，有两位非常厉害的工程师（Arno Penzias 和 Robert Wilson），他们做了一台很大的天线。但是，在调试 天线的过程中，却发现无论天线朝向哪个方向，都有一个一 模一样的很讨厌的背景噪声。起初大家以为是天线上的鸟粪 造成的，但是大家清理了鸟粪，检查的各个地方，最后这个 背景噪声还是消不去。
2014年日、月食
2014年有两次月食和两次日食，值得我们重点关注的 是10月8日的月全食。
一、4月15日月全食
2014年的第一次月食发生在4月15日，月亮位于室女座位置，主 要可见于西半球。如下图，北美洲，南美洲大部分地区可见到月 食的全过程。在我国，仅有东北部东南部部分地区（台湾，江苏， 浙江，福建，山东省部分地区，图中P4~U4）可于月亮升起时可 见半影月食, 月亮带半影月食而出，不过食分已经很小，而且月 亮很低，肉眼无法察觉。其余地区均不可见。 此次月食最大本影食分是1.2907。月亮的视直径接近平均值，因 为月食时月亮接近远地点（4月8日22:53）和近地点（4月23日 8:28）的中间。这是2014-2015年间4次连续月全食的第一次。
二、4月29日日环食
2014年第一次日食发生在4月29日，月亮位于白羊座南部。这 是一次比较罕见的日食，因为月亮伪本影的轴心并没有投射在 地球上，只有边缘擦过地球，称为“非中心食”。具体有多罕见 呢？从公元前2000年到公元3000年上下五千年，发生3956次日 环食中只有68次（1.7%）是这种情况。不过罕见归罕见，实际 观测并没有什么意义。这次只有南极洲极小区域可见日环食。 月球伪本影的北侧在北京时间13:57:35开始接触到南极洲，六 分钟后14:03:25达到最大食（月球影轴距离地心最近）。又一个 六分钟后的14:09:36，伪本影离开地表，日环食结束。可见环食 的地区位于南极洲东部一个D形小区域 而可以看见日偏食的地区则大得多，包括印度洋南部、印 度尼西亚南部边带以及澳大利亚全境。澳大利亚主要城市的偏 食详情可以点这里，包括初亏、食甚、复圆的时间，太阳的高 度角、方位角、食分和掩盖面积比等信息。
恒星的光谱和赫罗图
2020/3/30
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分光镜
2020/3/30
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3. Harvard光谱分类
• Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出 的恒星光谱分类法。
•分类判据：恒星光谱中巴 耳末线的强度与恒星温度
•恒星光谱分成O, B. A, F, G, K, M七种光谱型 (spectral type)。每一种光 谱型可以继续分为十个子 型。用阿拉伯数字0~9表示
中性He线，重元素一次电 离线，H线
H线，重元素一次电离线
F
7,000 黄白 重元素一次电离线，H线和
中性金属线
G
6,000
黄 重元素一次电离线，中性金
属线
K
4,000 红橙 中性金属线，重元素一次电
离线
M
3,000
红 中性金属线，分子带
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今的光谱分类主要是在可见光波段 进行的。氢在此波段只有巴耳末线， 是处于第二能级的中性氢原子产生 的。
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规律性： •图的左上方到右下方大致沿着对 角线点的分布很密集，成带状， 占总数的 90%，天文学家把这条 带称为主星序， 带上的恒星称为 主序星（大多数恒星亮度和温度 呈正相关） •在图的右上方，有一个星比较密 集的区， 这里的星光度很大，但 表面温度却不高，呈红色，这表 明它们的体积十分巨大，所以叫 红巨星 •左下方也有一个星比较密集的区， 这里的星表面温度很高，呈蓝白 色，光度却很小，这表明它们的 体积很小，所以叫白矮星
?图的左上方到右下方大致沿着对角线点的分布很密集成带状占总数的90天文学家把这条带称为主星序带上的恒星称为主序星大多数恒星亮度和温度呈正相关?在图的右上方有一个星比较密集的区这里的星光度很大但表面温度却不高呈红色这表明它们的体积十分巨大所以叫红巨星?左下方也有一个星比较密集的区这里的星表面温度很高呈蓝白色光度却很小这表明它们的体积很小所以叫白矮星色指数照相星等与仿视星等之差72002020330恒星在赫罗图上的分布特征白矮星红巨星蓝超巨星分光视差spectroscopicparallax利用恒星的光谱特征测定恒星的距离
在赫罗图上90%以上的恒星都属于
在赫罗图上90%以上的恒星都属于
太阳附近的恒星，由于星系中恒星的颜色，星的大小和大气的组成等因素的不同，使得每
一颗恒星都有其独特的特征。
赫罗图是衡量恒星光度的一种重要图表，它将恒星的光度放
大成一个从左边蓝色到右边红色的色谱，即按其发亮度从低到高排列。
也就是说，赫罗图
中90%以上的恒星大多属于右边红色部分。
红色星是赫罗图上的主要常客，它们在宇宙中有广泛的分布，数量占据了绝大多数。
大多数红色恒星是一种叫做红矮星的星，它们介于太阳和宇宙中最小的恒星白矮星之间。
红矮
星整个演化阶段是将它们大多数能量发射出去，因此它们发出的光度比太阳低得多，所以
它们会在赫罗图上显得比太阳更加暗淡。
此外，红色恒星比黄色太阳也要更耐久，它们可以存活非常久，可以存活数百亿年。
这就
是为什么 90%以上的恒星都会出现在赫罗图的右边红色部分，因为这里几乎是由红色恒星组成的。
总之，赫罗图上90%以上的恒星大多属于红色恒星，从光度上来说，这些红色恒星的光度是比太阳低得多，这些恒星的寿命也比太阳长得多，使它们可以在赫罗图上更长久地存活，这就是为什么90%以上的恒星都属于右边红色部分。
《宇宙与地球》考试题及答案
1、什么是恒星的亮度和光度？什么是视星等和绝对星等？两种星等如何换算？为什么绝大多数恒星的绝对星等高于它们的视星等？答：亮度与光度--恒星的明暗程度，恒星本身的发光强度。
视星等与绝对星等--亮度等级（m）和光度等级（M）。
M=m+5-5lgd（d指该恒星的距离），因为大部分恒星的距离都在10秒差距之外，故有M>m。
2、什么是赫罗图？它在恒星理论上有何重要意义？答：赫罗图是根据恒星的光谱型和光度绘制的坐标关系图，表明恒星温度越高，其光度就越大；可求主序星的位置，反映恒星的演化历程。
3、比较银河与银河系？什么是河外星系和总星系？答：银河：地球上观测者所看到的银河系主体在天球上的投影；在晴朗夜空中呈现为一条边界不规则的乳白色亮带。
银河系：是太阳系所处的星系。
4、何谓太阳大气？什么是“太阳风”？何谓太阳活动？太阳活动对地球产生什么影响？答：太阳大气：太阳可直接观察到外部等离子体层次；太阳风：日冕高速膨胀，行星际空间不断地得到从太阳喷发出来的高速离子流。
太阳活动：太阳磁场支配下太阳外层大气的剧烈运动；对地球影响：黑子/气候，耀斑/无线电通讯，磁暴/极光等5、哥白尼“日心”体系的基本思想与重要意义是什么？什么是开普勒定律？牛顿如何发展开普勒的行星运动定律？它对天文学的发展有何贡献？答：哥白尼“日心”体系：把周日运动归之于地球绕轴自转，而把周年运动归之于地球绕太阳公转；行星的复杂的环状视运动，则是地球和行星同时绕太阳公转的复合运动的结果。
唯有月球才是唯一绕地球运动的卫星。
日心说是整个近代天文学的基石。
开普勒定理（即行星运动三定理）：轨道定理、面积定理、周期定理。
牛顿对开普勒定理的发展：他指出天球轨道可以是任意圆锥曲线，速度是决定轨道形状的必要条件；他用数学方法证明了在引力作用下行星绕太阳运动的面速度不变；他修正了第三定理公式。
牛顿由于发现了万有引力定理而创立了科学的天文学。
6、什么是同步自转？为什么地球上看到的月球总是它的同一半球？答：指一个天体围绕另一天体公转的同时也在自转，其自转周期与公转周期相同，方向也基本一致的现象。
中等质量恒星在赫罗图中由E-AGB星进入TP—AGB星的分界点
天 文 学 报
５ 卷 ２
过 对行 星状 星云核模 型 进行 的分析 ，论证 出 了中心核 质 量为 １ ． Ｍｏ＞Ｍｃ ０８ ．的 ４ ． Ｍ ６ 、
Ａ Ｂ星都能通过超星风抛射物质形成行星状星云． Ｇ 在观测上，超星风的存在也得到了进 步 的证 实 ， Ｋｎｐ ａｐ等 ［］ Ｗｏｄ等 ＩＪ 现许 多 Ａ １ 与 １ ｏ ｌ发 ２ ＧＢ 星都存 在着 持续 的超 星风物 质 损 失，超 星 风如此 频繁 地被 观察 到，说 明行 星状 星 云并 非 间歇 性抛 射而 形成 的 ［－４ １ １】 ３ ．
用．如 Ｍａｉ ｒ ｏ等 ｇ 就 在考 虑超 星风 物质 损失公 式 的同 时引入 了脉 动周 期 、恒 星表
面 ｃ／ 丰度 比．之后 ， Ｄｏ ｎｋ等 ｏ ｍｉｉ
于 １９ ９０年首 次将 质量 损失 与尘埃 的形 成 与生长
联 系起来 ，相关 的星 风物 质损 失半经 验公 式随 之建 立 ［－５ ２ ２］ ２ ． 随着理论 上对 脉动 恒 星大气 及 与之相 关的 质量 损失 的流体 动力 学唯 象研 究的发 展 ， 与 恒 星星风 物 质损 失相 关 的观 测数 据逐 步得 到 完 善，对 ＡＧ 星超 星风 物质 损 失公 式的 Ｂ 拟合 寻找 也在 不断 进行 着 ．基 于辐射 压机 制 的假设 ，观测 上 ［ －８对 于 ｌＭ一 的 总结 ２ ２Ｊ ６ ｇ 归纳 （ 为 质量 损 失率） Ｖ ｓｌ ｄｓ等 【］ １９ 认 为在 Ｐ Ｍ ， ａｓｉ ｉ ｉａ ２ 于 ９３年 ９ ｏ＝ ５０ｄ之 前 恒星 星风 ０ 物 质 损失 率是 以脉 动周 期 的 指数 函数 形式 增大 的，而之 后则 近 似 以数倍 于 １ ＾④大 ０ ， 小的常 数形 式存 在．因此 将脉 动周期 函数 Ｐｏ 引入 了 Ａ ＧＢ星 风物 质损 失公 式，提 出 了以
绘制球状星团的郝罗图
先在wiki了解 关于M系列的 球状星团的 基本资料， 注意到最基本 的参数ra,dec, 星等，直径。 查看M2的链接 资料
正好有我需要的星团年龄， 还有可能会用到的外部链接
文字很多，但不需要全 部看完，只看有链接的 蓝色字体，找关键字
非常详细的链接资料，都是关于globular clusters
参数很详尽，至此知道所需 球状星团的参数资料。
/edr/en/sdss/skyserver/
我用这个第一次下载 数据画的图不正常， 重复试验两次都不行 也没再检查其他 可能出错的步骤
对网站布局不熟 先看看help， 找到了最重要的
/dr7/en/proj/advanced/hr/globularcluster.asp
2.球状星团查询
/cluster_4.php?ggc=NGC+5272
3.Mathematica免费正版
/products/special/chinastudent/
复制第一个计算出来的g-r值，从 最后一行，即第1316行往上选中 D列，即可得到所有行的g-r值。 注意，不要用点击最顶上的D来 选中整个列，这样会选中从1到 65536行，如右图，excel会用0 自动填充其余行，后面导入数据 到matlab时这些属于无用数据。
保存时提示，选择“否”，不改变 原来下载的用txt格式保存的数据。 另存为工作簿格式，如右图。
绘制球状星团的赫罗图
数据的形式(参数)？ 球状 星团 数据 到哪里找数据？ 星表（catalogue of globular clusters） 大型天文数据库SDSS
如何处理所需数据？
/wiki/Globular_cluster
/wiki/List_of_globular_clusters
大学《地球概论》期末复习名词解释总结
1、恒星：恒星是由炽热气体组成的能自身发光的球形或类球形天体。
2、恒星自行：恒星的空间速度可以分解为视向速度和切向速度，由切向速度所带来的恒星相对星空的位移。
3、绝对星等：在标准距离10个秒差距下恒星的亮度称为恒星的绝对亮度（即恒星的光度），其星等叫绝对星等。
4、秒差距：指恒星的周年视差为1个角秒时恒星到地球的距离为1个秒差距。
5、光年：光在一年中的行程，1光年=1年×3×105km/s=9.46×1012公里。
6、大地水准面：是指海面或平均海面及其在陆地下的延伸所构成的一个闭合的环球水准面。
7、行星逆行：指行星相对于恒星视位置的变动。
下合前后的地内行星和冲日前后的地外行星，相对于恒星，其视位置的移动方向与其公转方向相反，称为行星的逆行。
8、太阳回归运动：太阳在天赤道南北的往返运动，或太阳反复回归天赤道的运动。
9、太阳风：日晃中的质子，电子等不断摆脱太阳引力而奔向行星际空间，由此而形成的以质子、电子为主要成分的带电粒子流，叫太阳风。
10、地理经度：指当地经线所在平面与本初子午线所在平面之间的二面角。
用λ表示，顺地球自转方向度量为东经，记为ºE，逆地球自转方向度量为西经，记为ºW，取值分别为0º～180º.11、恒星年：以恒星为参照物，地球在公转轨道上运行一周所用的时间，其值为365.25636日。
12、引潮力：地球表面各地所受天体的实际引力与地心处所受引力的差值，为该天体对地球的引潮力。
10、太阳系：在中心天体太阳的引力作用下，由行星及其卫星、小行星、彗星、流星体和星际物质等组成的天体系统。
11、海洋潮汐现象：受天体引潮力作用，全球海水所发生的周期性涨落现象。
12、食分：食甚时日面或月面被掩饰的最大深度。
13、太阳日：以太阳为参照物，地球自转一周所用的时间。
14、恒星月：月球相对于恒星星空绕转一周所用的时间。
15、地磁要素：磁场强度β的大小，磁偏角D和磁偏角I，称为地磁要素。
红巨星到底是什么呢
红巨星到底是什么呢红巨星是什么呢?红巨星是恒星中的意一员，下面我们就来好好的了解一下红巨星是什么吧!介绍在赫罗图( Hertzsprung-Russell diagram)中，红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。
恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。
核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。
处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心(核心)部分发生，辐射压与它自身收缩的引力相平衡，恒星内部氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。
随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风，有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩坍塌，使其密度、压强和温度都急剧升高，氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。
这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。
这个过程仅仅持续数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。
氦聚变最后的结局，是在中心形成一颗白矮星。
演化质量在太阳的0.5至7倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。
因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮(比原来亮1,000～10,000倍)并且使体积膨胀。
体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。
表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。
理论上，恒星光谱从A至K的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而O与B型的恒星会成为蓝超巨星(与红巨星演化有很多不同处)。
当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件，氦融合就会启动。
对质量小于2.5倍太阳的恒星而言，氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核心的氦积聚，对抗重力的唯有电子简并压力。
中国科学技术大学星系天文学经典讲义第二章——若干重要基本概念
2. 色余和星际消光 如以 A表示消光量, 在UBV 系统中对大部分天区有：
第一赤道坐标系
基圈：天赤道，主圈：子午 圈,主点：天赤道南点。 第一坐标：赤纬, 0 － 90; 或极距，0－180。 第二坐标：时角，沿天赤道 由南点 M 向西点 W 顺时针量 度, 取0－24h。 在这一坐标系中，天体的时 角会因天体周日视运动而发生 变化，但赤纬不会发生变化。
5
第二赤道坐标系
§2.2 星等系统和色指数
一. 星等的基本概念
天文学上通常用星等来表示天体的相对亮度，星等 数越大亮度越小。规定 1等星和 6 等星的亮度差为100 倍。如设两个天体的亮度分别为E1、E2，相应的星等 为m1和m2，则有：
E2 m2 m1 2.5 lg 。 E1
星等相差1等的两个天体，亮度之比约为2.5倍。
20
后来 UBV 系统又延伸到长波段，称为 RIJKLMNQ 星等。表2-1 给出了各种光电星等响应曲线的平均波 长和半宽。
表2-1 宽带测光系统的特性
U B V R I J K L M N Q
0
0.36 0.04
0.44 0.10
0.55 0.08
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ0.70 0.21
0.88 0.22
1.25 0.30
3. 几种常用的星等系统
由上面的内容可知：(i)星等的各种光度系统取决于 探测器的分光敏度曲线；(ii)取决于接收来自天体哪一 波段的辐射。如目视星等的测量是从 380～700 nm，极 大值在540nm附近；照相星等测定范围 360 ～ 540 nm, 极大值在 420nm 附近。 1953年，约翰逊和摩根提出一种从 300～700nm的宽 带光电测光系统—— UBV 系统，是目前国际通用的标 准系统，其中 U 为紫外星等，B 是蓝星等，V 是黄星 等。平均波长及半宽分别为 (360，40)、(440，100)、 (550，80) nm。1978年发表的光电UBV 星表已列出了 五万多颗恒星的测光数据。
赫罗图
赫罗图的图片
赫罗图的由来
赫 罗 图
赫罗图
赫罗图
赫罗图
赫罗图的说明
赫罗图（ 赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为 ，简写为H-R diagram）是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家 天文学家赫茨普龙及由美国 ） 丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家 罗素分别于 分别于1911年和 年和1913年各自独立提出的。后来的 年各自独立提出的。 罗素分别于 年和 年各自独立提出的 研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具， 研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把 这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名， 这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫 罗图。赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗 罗图。赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图， 图的纵轴是光度与绝对星等， 图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒 星的表面温度，从左向右递减。 星的表面温度，从左向右递减。恒星的光谱型通常可大 七种， 致分为 O.B.A.F.G.K.M 七种，要记住这七个类型有一 个简单的英文口诀"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!" 个简单的英文口诀
赫罗ห้องสมุดไป่ตู้ 的由来
• 恒星光谱型和光度的关系图，是丹麦天文学家赫茨 普龙和美国天文学家H.N 赫罗图 • .罗素创制的。赫茨普龙在1905年和1907年的论文中 指出,一般蓝星是亮的,而红星却有亮、暗两种；他把 亮星称为巨星，把暗星称为矮星。1911年他测定了 几个银河星团（如昴星团、毕星团）中的恒星的光 度和颜色，并将这二者作为纵坐标和横坐标。结果 表明，这些星点大都落在一条连续带上，其余的星 （巨星）则形成小群。1913年H.N.罗素研究了恒星 的光度和光谱，并画出一系列表明恒星光度和光谱 型之间的关系图。经过对比，发现颜色等价于光谱 型或表面温度。他们两人的图所表示的是同一回事， 因此，后来将这类光度－颜色（光谱型或表面温度） 图称为赫茨普龙－罗素图，简称赫罗图。
天 体 物 理
可求得恒星表面温度T0。其中λm是恒星光谱中 光强最大的波长，b=2.89×10-3m·k，是一个恒量。 不同的恒星所发出的光谱类型各不相同，所 求得的表面温度也各不相同。迄今发现恒星表面 温度最高者约为5×105K，最低者1.5×103K。同 时，由维恩位移定律可知，恒星表面温度不同， 所发现的光谱类型各不相同，恒星的颜色也不一 样。由恒星表面温度可把恒得的光谱类型划分为： O，B，A，F，G，K（R），M（S，N）。每一 个字母代表一种光谱型，其中K型还包括R分型， M型包括S，N两个分型。所有光谱型中，O型是 温度最高，发出谱线波长短波最占优势，称为蓝 星。
这些模型是符合古人“天不变，道亦不变” 的 朴实观念的。西方古代占统治地位的宇宙模 型是与基督教教义相吻合的地心说。直到16 世纪哥白尼倡导日心说，才使人类的宇宙观 发生根本变革。 哥白尼的学说把太阳放到了宇宙的中心， 地球则置于和其他行星等同的地位，一起绕太 阳作匀速圆周运动；月亮成了环绕地球运转的 卫星。 这个模型显得比较简洁 、 和谐 ， 星 不规则的运动也能得到合理的解释。
主序星的特点是：表面温度的恒星其光度也 主序星的特点是 大，表面温度低的恒星其光度也小。太阳是一 颗主序星，其表面温度6000K（G2型），坐落在 对角线中部，在图11-3中×的位置上。在赫罗图 的左下方，有一些恒星聚集，它们的绝对星等 比第+10等还要弱，光谱型在B到F之间，这些恒 +10 B F 星表面炽热，但光度很小，称为白矮星。在赫 罗图的右上方，也有一个恒星较密集的区域， 这个区域的恒星的绝对星等从+2到-6，它们是一 些温度低但光度大的恒星，称为红巨星或超红 巨星。
3.恒星的演化 恒星的演化
宇宙间所有恒星都有一个从产生、发展到 衰亡的演化过程，现阶段人们所观测到的恒星， 都各自处在自己的演化阶段上。图11-5是恒星 演化的可能流程。
天文学名词解释整理
天文学名词解释整理星等：对于从恒星或其他发光天体接收到的光线的数量的一个衡量标准。
绝对星等：在标准距离下（10秒差距）测定的视星等为绝对星等。
极限星等：在一定条件下，用特定的望远镜能观察到的最昏暗的亮级。
视星等：表示天体明暗程度的相对亮度并以对数标度测量的数值为视星等。
光度：恒星或其他天体发出的电磁辐射的比率。
光度级：.一种特定光谱型的恒星按照自身发光度进行分级。
远日点：行星轨道上离太阳最远的一点。
远地点：人造卫星和月球的运行轨道上离地球最远的一点。
视太阳日：太阳视圆面中心连续两次横过子午线的时间间隔。
视太阳时：以视太阳时角所推算的时间称为视太阳时小行星：（在火星与土星之间的）沿椭圆轨道绕太阳运行的，成千上万的岩石质的类似行星的小天体。
小行星带：在火星与木星之间的小行星集中在带宽1.6天文单位距离的区域里。
其形如环带，故名。
天文单位：定义一个日地平均距离作为一个天文单位。
天文学：研究地球大气之外的物体和现象的一门自然科学的分支。
天体物理学：天文学中研究天体和现象的物理性质的部分。
极光：在地球的极区，由地球上部大气中的原子和离子辐射产生的光。
春分，秋分，春分点，秋分点：黄道和天赤道的两个交点，即春分点和秋分点。
目镜：用于观察由望远镜聚焦产生的图像的放大透镜。
河外星系：位于或来自于银河系外的。
春分点：太阳从南向北经过天赤道时，在黄道上的位置（赤经、赤纬，黄经、黄纬均为0）。
春分点西移：岁差作用引起的黄道上春分点缓慢的朝西运动现象。
秋分：太阳从北向南经过天赤道时，在黄道上的位置（秋分点：赤纬0°，赤经12h，黄纬0°，黄经180°）。
夏至点：黄道上的一点，此时太阳在北方离天赤道最远。
二至点：天球黄道上与二分点相距90°的两点，在这两点上，太阳达到了（北或南方向）离天赤道最大的距离。
其中在天赤道以北的称为"夏至点"；在天赤道以南的称为"冬至点"冬至点：黄道上的一点（黄经270°，赤经18h，赤纬为－23°26ˊ），视太阳（12月22日前后通过冬至点）距天赤道以南最大的点。
地球概论(第三版) 第二章 习题参考答案
距离又遥远，肉眼望去就成为白茫茫一片的云雾状光带。
密集在银河中的无数恒星，连同散布在天空各方的点点繁星，包括我们的太阳系在内
都属于一个庞大无比的恒星系统，并把它称为银河系。
⑶恒星的光谱有不同的类型，不同光谱型之间的主要差别在于星光颜色，而颜
色实际上是恒星温度的反映。
① 红色的星，表面温度最低，约为3000K。
② 黄色的星，表面温度约为6000K。（太阳属于这一类）
③ 白色的星，表面温度约为10000--20000K.
（M符号)人眼可视星等最小可见六等星。
⑶星等每相差1等，恒星的亮度相差2.512倍。天文学上把一个标准距离定为10
秒差距。相当于0.1秒视差的距离。合32.6光年。在这个标准距离（10秒差距）下的
恒星的亮度， 称为绝对亮度，其星等叫绝对星等。恒星距离观测者10秒差距时，它
3、比5 等星亮100 倍的恒星，其星等为几等？
答：0等。因为一等星的亮度是六等星亮度的100倍。所以，比5等星亮100倍的恒星
是0等星。
4、织女星（天琴座α)的视星等为0.1，若其距离增加为10倍，这时它的星等将是几等？
吸收线（暗线）和发射线，研究天体的物理性质和化学成分。
通过光谱分析可以确定恒星的光度。比较它的视亮度，就能推知恒星的距离。
星光成了传递天体的各种信息的远方使者，故被称为“有色的语言”。
2、 什么是恒星的亮度和光度？什么是视星等和绝对星等？两种星等如何换算？
④ 带蓝色的星温度最高，可达30000--10万K.
按物理学定律，温度越高，光谱最明亮部分越接近蓝色一端。为此，人们只要
《地球概论》第一节恒星和星系
亮度：受光强度
１．亮度和视星等
（１）亮度Ｅ：指地球上的受光强度，即看上去恒星的明亮程度。
恒星本身的发光程度
影响因素
恒星的距离：亮度与距离的平方成反比。
Ｅ∝１／ｄ２
（２）视星等ｍ：表示天体亮度的等级。通常称为星等。
古希腊学者喜帕恰斯根据肉眼观测，将全天最亮的 21
颗星的亮度定为 1 等，将肉眼刚好能看到的星定为６等。介
迅速坍缩，外层物质则大量抛射，进入衰亡期。该阶段将依据天
体质量的矮星（体积小，密度极大）
1.4－3.2Ｍ⊙
中子星（超密状态）
>1.4Ｍ⊙
黑洞（极密，引力很强，甚至连光线也发不出来）
二．星系
星系即包括大量恒星的天体体系。太阳所在的星系称为银河系。
（一）银河系（幻灯片Ｎo.60）
２．变星、新星和超新星
变星：Ｐ29
（１）几何变星：几何位置的改变引起的亮度改变。如食双星。
（２）脉动变星：恒星体积周期性膨胀或收缩引起的光度变化。
（３）爆发变星：星体爆发现象而引起光度的变化。
新星
其中
Ｐ29
超新星
３．巨星、超巨星和白矮星
恒星的光谱和赫罗图
天空100颗最亮的恒星 在赫罗图上的分布。
太阳附近5 pc范围 内的恒星在赫罗图 上的分布。
Sample Star Distribution
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
恒星在赫罗图上的分布特征
赫罗图的横坐标也可用 恒星的光谱型、色指 数，纵坐标也可用恒星 的绝对星等表示。
§1.4 恒星的光谱和赫罗图
(17.3,17.5-17.6)
1. 恒星光谱 (stellar spectrum) 典型的恒星光谱由连续谱和吸收线构成。
2. 恒星光谱的形成
恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。 吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。
3. 恒星的温度与光谱 恒星的特征谱线强度提供了恒星的表面温 度的信息。
例如， A型星的H线最 强，温度比A型星低或 高的恒星， H线都相 对较弱。
不同温度恒星的特征谱线强度
对某一特定元素：
温度 → 电子能级分布 → 特征谱线强度
如对H原子，在~104K时 电子大量布居于第一激 发态。由此向更高能级 的跃迁产生在可见光波 段的Balmer线。
3 2 1
不同温度恒星中H 原子中的电子布居 不同，H的特征谱 线的强度也不同。
每一种光谱型可以继续 分为0-9十个次型。
太阳的光谱型为G2。
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
光谱型 表面温度(K)
O
30,000
B
20,000
A
10,000
颜色 蓝
蓝白
白
特征谱线 强电离He线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线
F
第九章 星团和赫罗图
17
较年轻癿疏散星团可能仌然含有形成时分子于癿残迹，星团产生癿光使其 形成电离氢区。分子于在星团产生癿辐射压影响下逐渐散开。 对观测恒星迚化而言，疏散星团是丌可多得癿天体。这是因为同一个疏散 星团中癿成员丌论年龄戒化学成分都很相近，易亍观测星团成员中癿些微差异。 由亍星团成员癿引力兰联丌太强，在绕漩涡星系公转数周后，可能会因周 遭天体引力影响而四散。 疏散星团中癿成员数量仍几百个到数千个丌等，一般都是中心部分特别集 中，周围较为分散地散布著。中心部分癿直徂一般达到三至四光年，整个星团 癿半徂一般达到二十光年。一般来说中心部分癿密度能达到1.5星/立斱光年。 相比乊下，太阳周围癿恒星密度为0.003星/立斱光年。 在NGC 2362中，最亮癿恒星是大犬座τ 星，因此这个疏散星团有时候也被 称为大犬座τ 星团。这个星团距离地球约1480秒差距（4800光年），年龄大约 为400万－500万年，质量大亍500个太阳质量。
13
我们癿太阳在光谱分类上是G2V，这是结合了摩根-肯纳 (G2)不约兊(V)两种分类一起标示癿。但实际上，太阳丌是一 颗黄色癿星，而是个色温5870K癿黑体，这是白色而且没有黄 色踪影癿，有时也作为白色癿标准定义。 丌同癿光度分类癿特征如下： 0 ：超超巨星 Ⅰ 超巨星 Ⅰa ：非常明亮癿超巨星; Ⅰab Ⅰb ：丌很亮癿超巨星; Ⅱ ：亮巨星; Ⅲ：普通癿巨星; Ⅳ ：次巨星，也称为亚巨星; Ⅴ ：主序星，也称为矮星; Ⅵ ：次矮星，也称为亚矮星，但此类恒星癿数量丌多，故丌常 用到。 14 Ⅶ ：白矮星，(稍后才新增癿，但丌常用)
2.有效温度
有效温度：是恒星对应亍每单位表面积辐射出相同亮度癿黑 体所呈现癿温度。要注意恒星癿总（热）光度是， L＝（4π R²）（σ Te4） 此处R是恒星癿半徂。恒星半徂很明显是由定义得到，而非 直接观测到癿。更严谨癿说，有效温度是由罗斯兮德癿光深度 所定义癿半徂处癿温度。有效温度和总光度是将恒星置入赫罗 图所必需要癿两个基本物理量，而有效温度和总光度实际上叏 决亍恒星癿化学成分。
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横纵坐标关系
赫罗图是恒星的光谱类 型与光度之关系图，赫 罗图的纵轴是光度与绝 对星等，而横轴则是光 谱类型及恒星的表面温 度，从左向右递减。恒 星的光谱型通常可大致 分为 O.B.A.F.G.K.M 七 种
认识赫罗图
把大量的恒星按照它们各自的光 谱型和绝对星等在图上点出来， 发现点的分布有一定的规律性。 主序星：带上的恒星。主星序表 明，大多数恒星，表面温度高， 光度也大；表面温度降低， 则光 度随之减小。 右上方，密集的区， 这里的星光度很大，但表面温度却不 高，呈红色，这表明它们的体积十分巨大，叫红巨星。图 中巨星的上面是超巨星。 左下方，这里的星表面温度很高，呈蓝白色，光度却很小， 这表明它们的体积很小，所以叫白矮星。
太阳、 牛郎、 织女 等都 是主 序星。
象北极星（小熊座α）、大角（牧夫座α）属于巨星，心宿二 （天蝎座α）则为著名的超巨星 天狼B（即天狼星的伴星）就是最亮的白矮星。
由于恒星内部能 源的不断消耗，恒星要发 生演变，光度和温度都要发生变化，这就 导致它在赫罗图上的位置也要发生变化。 天文学家根据赫罗图描绘了恒星从诞生到 成长再到衰亡的演化过程，并从理论上给 出恒星从诞生到主序星、红巨星、变星、 新星 （超新星） 、致密星 （白矮星或中子 星或黑洞） 的演化机制和模型。这是人类 认识恒星世界奥秘的一个重大突破。
恒星的演化过程
赫罗图可显示恒星的演化过程： 形成恒星的分子云是位于图中极右的 区域，但随着分子云开始收缩，其温 度开始上升，会慢慢移向主序带。 恒星临终时会离开主序带，恒星会往 右上方移动，这里是红巨星及红超巨 星的区域，都是表面温度低而光度高 的恒星。 经过红巨星但未发生超新星爆炸的恒 星会越过主序带移向左下方，这里是 表面温度高而光度低的区域，是白矮 星的所在区域，接着会因为能量的损 失，渐渐变暗成为黑矮星。
主序星的特点
1.由 O型 到 M型，按质量由大到小排列.
2.存在质光关系， L M Log Log L M
α= 1.8, 当M < 0.3M α= 4.0, 当 0.3M < M < 3M α= 2.8, 当M > 0.3M
ห้องสมุดไป่ตู้
在星序上停留的时间由质量决定，质量愈大停留的时间愈 短。由 O型 到 M型停留的时间由短到长： O型，B型： 106 --107 年, M型，K型： 1011--1012 年。
赫罗图——恒星家族谱
赫罗图的由来
一种研究恒星演化的重要 工具（图表） 是由丹麦天文学家赫茨普 龙（Hertzsprung）及美国 天文学家罗素（Russel） 分别于1911年和1913年 各自独立提出的。 因此把这样一张图以当时 两位天文学家的名字来命 名，称为赫罗图，简写为 H-R diagram。