南京大学天体物理学课件-PPT课件
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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。
天体物理学-南大chapter01
(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
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
《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。
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↓
天体物理学南京大学课件chapter02
§2.3 太阳内部
1. 热平衡
能量传输的三种形式：辐射、传导与对 流。 太阳核心区产生的能量主要通过辐射与 对流向外传递。
辐射 (radiation)
辐射传热：恒星内部的冷物质通过吸收热 区的光子而加热。 辐射平衡：如果恒星内部产生的能量全部 由辐射向外传递，则称恒星处于辐射平衡。 辐射平衡下的温度梯度为：
① 12C + 1H → 13N +γ
② 13N → 13C + e+ +νe ③ 13C + 1H → 14N +γ ④ 14N + 1H → 15O +γ ⑤ 15O → 15N + e+ +νe
⑥ 15N + 1H → 12C + 4He
质子-质子链与碳氮氧循环核反应的比较
恒星内部的流体静力学平衡
23Na
+p
56Ni
→ 56Fe + 2e+ + 2νe
→ 20Ne + 4He → 23Mg + n → 16O + 2 4He
氧燃烧
T＞1.5×109 K
12O
+ 12O → 32S +γ → 31P + p → 28Si + 4He → 31S + n
→ 24Mg + 2 4He
当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应 吸热而不是放热，恒星内部的热核反应由此 停止。
Degeneracy
§2.4 标准太阳模型
恒星内部的平衡条件
(1) 质量连续性方程
考虑质量为M、半径为R的气体球，
半径为r、厚度为dr的球壳所包含的质量为：
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
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.
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。
2020高三复习天体物理ppt课件
1.公式
F＝Gmr1m2 2，其中 G＝_6_._67_×__1_0_－__1_1_N_·_m_2_/_k_g叫2 引力常量.
2.适用条件 只适用于_质__点__间___的相互作用. 3.对万有引力定律的说明 (1)两质量分布均匀的球体间的相互作用，也可用本定律来计算， 其中r为两球心间的距离. (2)一个质量分布均匀的球体和球外一个质点间的万有引力的计算 也适用，其中r为质点到球心间的距离.
固基础 助识记 突要点 探规律 微专题 大思路
(1)当 v 增大时，所需向心力 mvr2增大，即万有引力不足以提供向 心力，卫星 将做离心运动，脱离原来的圆轨道，轨道半径变大， 但卫星一旦进入新的轨道运行，由 v＝ GrM知，其运行速度要减 小，但重力势能、机械能均增加. (2)当卫星的速度突然减小时，向心力mrv2减小，即万有引力大于卫 星所需的向 心力，因此卫星将做向心运动，同样会脱离原来的圆 轨道，轨道半径变小.进 入新轨道运行时，由 v＝ GrM知，运行 速度将增大，但重力势能、机械能均减小(卫星的发射和接收就是 利用了这一原理).
用.但因C和A周期T相同，故可用圆周运动的基本规律分析.
固基础 助识记 突要点 探规律 微专题 大思路
(2)同步卫星 A 与近地卫星 B 的比较 根据卫星的动力学规律知 v＝ GrM，T＝2π GrM3 ，a＝GrM2 ， 可得vvAB＝ R＋R h，TTBA＝ （R＋R3h）3，aaAB＝（R＋R2h）2. (3)同步卫星 A 与赤道上物体 C 的比较 根据同步卫星 A 与赤道上物体 C 的周期 T 相同以及 v＝2πT r、a ＝4πT22r，可得vvCA＝（R＋R h），aaAC＝（R＋R h）. 综上可知，对同步卫星 A、近地卫星 B 和赤道上的物体 C 而言， 有 TA＝TC＞TB，vB＞vA＞vC，aB＞aA＞aC.
F＝Gmr1m2 2，其中 G＝_6_._67_×__1_0_－__1_1_N_·_m_2_/_k_g叫2 引力常量.
2.适用条件 只适用于_质__点__间___的相互作用. 3.对万有引力定律的说明 (1)两质量分布均匀的球体间的相互作用，也可用本定律来计算， 其中r为两球心间的距离. (2)一个质量分布均匀的球体和球外一个质点间的万有引力的计算 也适用，其中r为质点到球心间的距离.
固基础 助识记 突要点 探规律 微专题 大思路
(1)当 v 增大时，所需向心力 mvr2增大，即万有引力不足以提供向 心力，卫星 将做离心运动，脱离原来的圆轨道，轨道半径变大， 但卫星一旦进入新的轨道运行，由 v＝ GrM知，其运行速度要减 小，但重力势能、机械能均增加. (2)当卫星的速度突然减小时，向心力mrv2减小，即万有引力大于卫 星所需的向 心力，因此卫星将做向心运动，同样会脱离原来的圆 轨道，轨道半径变小.进 入新轨道运行时，由 v＝ GrM知，运行 速度将增大，但重力势能、机械能均减小(卫星的发射和接收就是 利用了这一原理).
用.但因C和A周期T相同，故可用圆周运动的基本规律分析.
固基础 助识记 突要点 探规律 微专题 大思路
(2)同步卫星 A 与近地卫星 B 的比较 根据卫星的动力学规律知 v＝ GrM，T＝2π GrM3 ，a＝GrM2 ， 可得vvAB＝ R＋R h，TTBA＝ （R＋R3h）3，aaAB＝（R＋R2h）2. (3)同步卫星 A 与赤道上物体 C 的比较 根据同步卫星 A 与赤道上物体 C 的周期 T 相同以及 v＝2πT r、a ＝4πT22r，可得vvCA＝（R＋R h），aaAC＝（R＋R h）. 综上可知，对同步卫星 A、近地卫星 B 和赤道上的物体 C 而言， 有 TA＝TC＞TB，vB＞vA＞vC，aB＞aA＞aC.
天体物理学南京大学课件chapter07
第七章 银河系
§7.1 银河系的整体结构 §7.2 银河系的转动 §7.3 银河系的旋涡结构 §7.4 核球和银晕 §7.5 银河系的演化
§7.1 银河系的整体结构
1. 银河系全貌 银河是天空中的一个环带， 在人马座附近最亮、最宽， 它的中心线近似为天球上的
一个大圆。
银河系广角图像
光学波段的银河系
——in The Starry Messenger
1750年 T. Wright（英） ： 太阳是球壳状分布的无数 恒星中的一颗。
1755年 I. Kant（德）： 银河系是恒星组成的旋转扁盘，是 “宇宙岛”之一。
1785年W. Herschel（英） 通过计量不同方向的恒星 密度，得到第一幅银河系 整体图像。银河系为扁盘 状，太阳位于中心附近。
垂向距离 2000 pc
15-10 12-2 700 pc 400 pc
2-0.1 160 pc
0.1 120 pc
垂向速度 75 kms-1 25 kms-1 18 kms-1 10 kms-1 8 kms-1
金属丰度 0.001
0.005 0.01-0.02 0.02
0.03-0.04
金属丰度越低的恒星离银道面越远 → 银河系演化
星族II恒星 年老的、贫金属恒星（金属丰度为太阳值的0.001-0.03 倍），主要位于银晕和核球中，以银心作为中心球对称 分布绕银心作无规则的椭圆轨道运动。如球状星团。
不同星族恒星的轨道运动特征
星系盘内的恒星绕银心作规则的圆轨道运动。 晕中的恒星绕银心作大偏心率的椭圆轨道运 动，且轨道取向是随机的。
Shapley利用球状星团内的天琴RR型变星测量 星团距离，并给出球状星团的空间分布。
The Creater Milky Way
§7.1 银河系的整体结构 §7.2 银河系的转动 §7.3 银河系的旋涡结构 §7.4 核球和银晕 §7.5 银河系的演化
§7.1 银河系的整体结构
1. 银河系全貌 银河是天空中的一个环带， 在人马座附近最亮、最宽， 它的中心线近似为天球上的
一个大圆。
银河系广角图像
光学波段的银河系
——in The Starry Messenger
1750年 T. Wright（英） ： 太阳是球壳状分布的无数 恒星中的一颗。
1755年 I. Kant（德）： 银河系是恒星组成的旋转扁盘，是 “宇宙岛”之一。
1785年W. Herschel（英） 通过计量不同方向的恒星 密度，得到第一幅银河系 整体图像。银河系为扁盘 状，太阳位于中心附近。
垂向距离 2000 pc
15-10 12-2 700 pc 400 pc
2-0.1 160 pc
0.1 120 pc
垂向速度 75 kms-1 25 kms-1 18 kms-1 10 kms-1 8 kms-1
金属丰度 0.001
0.005 0.01-0.02 0.02
0.03-0.04
金属丰度越低的恒星离银道面越远 → 银河系演化
星族II恒星 年老的、贫金属恒星（金属丰度为太阳值的0.001-0.03 倍），主要位于银晕和核球中，以银心作为中心球对称 分布绕银心作无规则的椭圆轨道运动。如球状星团。
不同星族恒星的轨道运动特征
星系盘内的恒星绕银心作规则的圆轨道运动。 晕中的恒星绕银心作大偏心率的椭圆轨道运 动，且轨道取向是随机的。
Shapley利用球状星团内的天琴RR型变星测量 星团距离，并给出球状星团的空间分布。
The Creater Milky Way
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其中
2V —Coriolis力
Φ —Roche势（包含引力和离心力的贡献）
(r)G 1M G 2N 1( r)2
|s1||s2 |
2
s1rr1 s2rr2
等势面： Φ(r) = 常数的曲面族
等势面的特点：
1) 垂直于本地的有效重力方向，是等压强面和等密 度面
2) 等势面的形状取决于子星质量比，大小取决于双 星距离
3) 当r >> a时，等势面是圆形，圆心在公共质心处
4) 当r →R时，等势面是圆形，圆心在子星的质心 处（物质的运动主要受较近恒星的引力控制）
→ 在 r1 和 r2 处Roche势取极小值
(2) 洛希瓣 (Roche lobe)
临界等势面：同时包络两颗子星并且 相接于其间一点（L1）的等势面。
轨道周期分布在几十 分钟至数天，在2至3 小时间有一个明显的 间隙
分类
NonMagnetic white dwarf binaries
Magnetic white dwarf binaries
B<0.1-1 MG 新星 (novae)、再发新星 (recurrent novae)、类新星变 星 (nova-like variables) 和矮新 星 (dwarf novae) 等
B ~ 1-10 MG Intermediate Polars (DQ Her stars)
B ~ 10-100 MG Polars (AM Her stars)
2. 新星
(1) 观测特征 在几天到几星期内亮度增 加7-16星等，然后缓慢下 降，经几个月或几年回复 到原先的状态。
• 辐射主要在光学和紫外波段 • 爆发时的能量释放率 ~ 1045-1046 ergs-1 • 抛射约10-5-10-3 M⊙ 的物质，抛射物质速度~100-5000 kms-1
again.
The nova outbursts lasts for tens to hundreds of days. Eventually, as in this HST image of Nova Cygni 1992, the ejected envelope is visible as a limb-brightened shell expanding away from the binary (the central point source in this image) at speeds of a few
例如 Nova Herculis 1934 (a) 爆发时星等为3m;
(b) (b) 两个月后星等为12m;
(c) (c) 40年后向外抛射的物质半径达0.05 ly
Nova Cygni 1975 (a) 爆发时星等为2m;
(b) (b) 爆发后降为15m
(2) 物理解释
White dwarf siphons off matter from companion star, creating accretion disk. Gravity pulls matter in toward surface of white dwarf.
An "ocean" of hydrogen forms on the white dwarf's surface. Intense pressure and heat build at the bottom of the hydrogen ocean, eventually leading to a massive explosion, which blows off the outer layers of hydrogen. Then the siphoning process begins
第五章 密近双星的演化
§5.1 密近双星的分类 §5.2 激变变星 §5.3 X射线双星
ห้องสมุดไป่ตู้5.1 密近双星的分类
1. 洛希瓣和双星分类 (1) Roche势和等势面 1864年，法国数学家Roche首先提出计算密近 双星系统引力势的简化模型。
方法：考虑在两个互相绕转的天体的引力势中一 个检验粒子的运动。
半相接双星 (semidetached binaries)：一颗子星充满洛希瓣， 如天琴β，
相接双星 (contact binaries)：两颗 子星均充满洛希瓣，如大熊W。
2. 双星中的物质传输 (1) 星风传输（不相接、半相接双星） 大质量恒星在演化过程中通常有强烈的星风。
(2) 洛希瓣渗溢 (Roche-lobe overflow)（半 相接、相接双星） 形成吸积盘 (accretion disk)
3. 大陵 (Algol) 佯谬
(1)大陵五（英仙β）
(2)轨道周期2.867天
(3)主星：B8型主序星
(4)M＝3.7 M⊙, R＝3 R⊙ (5)伴星：G5型亚巨星，
(6)M＝0.8 M⊙, R＝3.4 R⊙， 已充满洛希瓣
(7)(2) 大陵佯谬：质量小的 恒星反而演化得快？
(8)根据恒星演化理论，质量 越大的恒星主序寿命越短， 越早进入巨星阶段。
基本假设：
1) 每个子星的内部密度分布是球对称的，在 动力学上可以认为是质点。
2) 两子星以圆轨道绕公共质心运动（←潮汐 力）。
3) 两子星的自转和公转一致（←潮汐力）。
在以双星公共质心为原点的 共转坐标系中，任意质点的
E v tul er(v 方程 )v 是 ： 2 v 1 P
(3) 解释
亚巨星子星的前身星是一颗双星系统中质量较大的 主序星，它先演化充满洛希瓣。
物质传输使得两子星的质量发生逆转。
物质传输在初始阶段进行得较快，当两子星的质量 相等后进行得较慢。
§5.2 激变变星
1. 激变变星 (cataclysmic variables ) 白矮星与红矮星构成的半相接双星。 白矮星通过吸积伴星的物质产生辐射。
洛希瓣：由临界等势面包围的空间。
在L1（内拉格朗日） 点，两颗子星对物 质产生的作用力正 好相等，Roche势 达极大值。
当子星充满洛希瓣 后，在内拉格朗日 附近的物质处于不 稳定状态，受到小 扰动就会流向伴星， 产生物质交流。
(3) 双星的Kopal分类 根据双星中的一颗或两颗子星是 否充满洛希瓣，可以将双星分为 不相接双星 (detached binaries)： 两颗子星均未充满洛希瓣，