恒星的一般特性
合集下载
相关主题
- 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)。
电磁波的真实强度
距离单位
恒星之遥远，远到无法用公里来做单位 天文学家特别定义了3把不同的尺子 1，天文单位 太阳和地球之间的距离1亿5千万公里 称为 1个“ 天文单位” 2，光年 光1年要走大约10万亿公里 3，秒差距 1秒差距等于3.26光年
恒星距离
•比邻星距离是4光年多 •牛郎星为16光年 •织女星是25光年 •北极星的距离680光年 •银河系中最远的恒星 约8万多光年 •河外星系中的恒星 几亿甚至几百亿光年
北斗七星的距离（光年）
大熊α 大熊γ 大熊ε 大熊ε 75 大熊β 62 75 大熊δ 65 62 大熊δ 59 108
怎样测量恒星的距离？
近处的恒星可以用三角测量法
三角测量法的困难
• 地球上的基线太短
地球直径1.3万公里 （1.3×10-9光年）
最近恒星4.3光年 角度太小无法测量 • 地球轨道提供3亿公里基线，
M 绝对星等 m 视星等 r 距离 由 r 和 m 算出恒星的绝对星等M 由 M 和 m 算出距离 r
• •
• 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距， 绝对星等＋1.5等 • 太阳离我们最近，光辉夺目 它的目视星等达到-26.7等 绝对星等才只有＋4.83等
恒星辐射到观测者的强度与 距离的平方成反比 恒星离我们越远越暗
造父变星测距法
• 测出造父变星的光变周期 利用周光关系曲线 造父变星的绝对星等 • 由关系式 M＝ m＋ 5－ 5 lg r， 算出造父变星的距离 • 可测定遥远的造父变星 及其中含有造父变星的天体系统 如星团、星系等的距离
分光视差测距法
1902年，丹麦天文学家 发现恒星光谱中电离锶谱线 强度和恒星的绝对星等有关系 1914年，美国天文学家 建立起利用光谱谱线强度确定 恒星视差的方法
太阳观测曲线和5800K的黑体 辐射谱的比较很一致，因此太阳 表面的温度约为6000度K。 太阳光经过棱镜后被分为七色 光，波长从400nm---700nm(毫微 米）
吸收线和发射线
吸收线：在太阳连续光谱的上面有 许许多多的粗细不等、分布不均的暗 黑线，共有2万多条。 发射线：在连续光谱上还有成千上 万条明亮的谱线。
视星等的科学性
1850年，普森发现星等和亮度有一定 的关系：星等按等差级数增加 亮度按等比级数减小 1等星比6等星大约亮100倍 相粼2个星等的亮度差2.512倍
取零星等的亮度（E）为单位
普森公式：m=-2.5×lgE
普森公式：m=-2.5×lgE
m 为星等（分为1至6等） E 恒星的亮度（观测者接收到 的能量）
塞曼效应
•电子从高能级跃 到低能级，发射 一定频率的谱线 •有磁场时，能级 分裂导致谱线分 裂 •分裂程度与磁场 强度成正比，因 此可以测磁场
观测到的谱线
3，恒星的距离测定
测量距离的重要性：
• 我们肉眼只能知道恒星
在天球上的投影的位置
• 不知道恒星的距离就不能确定恒星
空间的真实分布、运动速度和发射
分光视差 归算曲线
测定出未知 距离的恒星 的特征谱线 强度比率后 可求出绝 对星等 利用视星等、绝对星等和距离的关系式， 可以求出恒星的距离
光度
• 光度和绝对星等都是指恒星的辐射 适用于光学，红外、紫外、射电、Χ 及γ 射线波段 • 光度单位：尔格/秒 • 恒星之间的光度差别非常大 超巨星的光度比太阳约强五万倍 白矮星光度不到太阳的万分之一
光度和体积、温度的关系
• 恒星的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大 • 光度大的恒星叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星 • 光度大的巨星，体积也大 • 光度小的矮星，体积也小
造父变星的周光关系
• 勒维特是美国一位两耳失聪 女天文学家 研究小麦哲伦星云中1777颗变星 其中25颗造父变星,测到 • 视星等（从12.5等到15.5等） • 光变周期（从2天到120天） • 发现了造父变星的周光关系:
造父变星越亮变光周期越长
造父变星的 周光关系
测出 一批知道距离 的造父变星 得到变光周期 和绝对星等
要寻找新的方法！
造父变星测距法
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
造父变星
• 造父变星 1784年，发现仙王座δ 星是变星 我国叫做“ 造父一” 造父一最亮时是3.6等 最暗时是4.3等， 周期性变化（5.37天） • 后来发现的造父变星越来越多， 成为一种类型－－造父型变星
2，恒星的颜色、光谱 和温度
基尔霍夫光谱的三条定律
（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）
① 炽热的物体发出连续光谱； ② 低压稀薄炽热气体发出某些单独的明 亮谱线； ③ 较冷的气体在连续光源前面产生吸收 谱线。
给铁条加温
1. 温度低： 红色
2. 温度中等：黄色 3. 温度很高：白色
黑体辐射：峰值波长由温度决定
视星等越大恆星越暗 如果两顆恆星的视星等相差5等 mB - mA = 5
求出：恒星B的亮度比恒星A 暗100倍
恒星视星等
肉眼：可见6等 大型望远镜：25等 空间望远镜：29等
照相星等
• 用照相底片代替肉眼观测 星光亮度越大 照相底片感光黑度越浓 按照相底片上感光强度 定出的星等叫照相星等
•
绝对星等
恒星距离越远，它的视差越小 恒星越近，视差越大 把恒星视差为1角秒时 恒星所对应的距离作为一种单位 它名叫“秒差距” l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 恒星距离和恒星视差成反比 距离（秒差距）＝ l／视差（角） 织女星的视差为 0.12 角秒 距离＝8.1秒差距。
周年视差的局限性
• 利用三角视差法测定了 大约7千颗较近的恒星的距离 • 绝大多数恒星距离太遥远 0.001 它们的视差位移小于 根本测量不出它们的视差
距离（秒差距）＝ l／视差（角） 织女星的视差为 0.12 (角秒)
距离＝8.1秒差距
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 天鹅座61的视差为 0.31 它相当于从12公里处看一个1分 硬币所成的张角
电离
吸收线
发射线
能级和谱线 发射线、吸收线和电离
连续光谱和发射线
Biblioteka Baidu
连续光谱和吸收线
太阳光谱研究
太阳光谱（连续谱、发射线和吸收 线）可给出太阳大气的结构、物理状 态、化学成分以及太阳活动的性质等。
测量天体磁场的方法
塞曼效应：19世纪末物理学家发现在 均匀磁场中，原子辐射产生的某一条 发射谱线要分裂为两条或三条，分裂 程度与磁场强弱有关。天文学家利用 塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场 的设备。太阳是唯一的一颗能给出表 面磁场分布的恒星。
1，恒星视亮度和光度
视星等
公元前2世纪古希腊希帕恰斯用肉眼 估计了星的亮度 按明暗程度分成6个等级(1－6)， 星的亮度越大，星等越小。 肉眼能见到的约有6000颗恒星。
• 眼睛看起来最为明亮： 1等星 • 看起来比1等星稍暗一些： 2等星 • 再暗一些的：3等星，依此类推 • 眼睛刚能看到的：6等星
• 视星等不是恒星真实发光能力 • 把恒星移到10秒差距(32.6光年)处 再比较它们的亮度（目视星等） 其目视星等叫做绝对星等 • 绝对星等表征恒星辐射强度 • 视星等表征观测者接收到的能量
胰腺癌护理 胰腺癌康复 胰腺癌饮食：www.yixianaijx.com
视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lg r
情况好转
周年视差
隔半年的两次 观测观测同一 颗星，其视位 置会发生变化
AB：3亿公里
秒差距
以一个天文单位 为底边 底角为1角秒 其直角边为 一个秒差距 （1弧度为 206265角秒）
天文单位 太阳 地球轨道
1秒差距 1角秒
l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 恒星距离和恒星视差成反比 恒星距离越远，它的视差越小 恒星越近，视差越大
距离单位
恒星之遥远，远到无法用公里来做单位 天文学家特别定义了3把不同的尺子 1，天文单位 太阳和地球之间的距离1亿5千万公里 称为 1个“ 天文单位” 2，光年 光1年要走大约10万亿公里 3，秒差距 1秒差距等于3.26光年
恒星距离
•比邻星距离是4光年多 •牛郎星为16光年 •织女星是25光年 •北极星的距离680光年 •银河系中最远的恒星 约8万多光年 •河外星系中的恒星 几亿甚至几百亿光年
北斗七星的距离（光年）
大熊α 大熊γ 大熊ε 大熊ε 75 大熊β 62 75 大熊δ 65 62 大熊δ 59 108
怎样测量恒星的距离？
近处的恒星可以用三角测量法
三角测量法的困难
• 地球上的基线太短
地球直径1.3万公里 （1.3×10-9光年）
最近恒星4.3光年 角度太小无法测量 • 地球轨道提供3亿公里基线，
M 绝对星等 m 视星等 r 距离 由 r 和 m 算出恒星的绝对星等M 由 M 和 m 算出距离 r
• •
• 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距， 绝对星等＋1.5等 • 太阳离我们最近，光辉夺目 它的目视星等达到-26.7等 绝对星等才只有＋4.83等
恒星辐射到观测者的强度与 距离的平方成反比 恒星离我们越远越暗
造父变星测距法
• 测出造父变星的光变周期 利用周光关系曲线 造父变星的绝对星等 • 由关系式 M＝ m＋ 5－ 5 lg r， 算出造父变星的距离 • 可测定遥远的造父变星 及其中含有造父变星的天体系统 如星团、星系等的距离
分光视差测距法
1902年，丹麦天文学家 发现恒星光谱中电离锶谱线 强度和恒星的绝对星等有关系 1914年，美国天文学家 建立起利用光谱谱线强度确定 恒星视差的方法
太阳观测曲线和5800K的黑体 辐射谱的比较很一致，因此太阳 表面的温度约为6000度K。 太阳光经过棱镜后被分为七色 光，波长从400nm---700nm(毫微 米）
吸收线和发射线
吸收线：在太阳连续光谱的上面有 许许多多的粗细不等、分布不均的暗 黑线，共有2万多条。 发射线：在连续光谱上还有成千上 万条明亮的谱线。
视星等的科学性
1850年，普森发现星等和亮度有一定 的关系：星等按等差级数增加 亮度按等比级数减小 1等星比6等星大约亮100倍 相粼2个星等的亮度差2.512倍
取零星等的亮度（E）为单位
普森公式：m=-2.5×lgE
普森公式：m=-2.5×lgE
m 为星等（分为1至6等） E 恒星的亮度（观测者接收到 的能量）
塞曼效应
•电子从高能级跃 到低能级，发射 一定频率的谱线 •有磁场时，能级 分裂导致谱线分 裂 •分裂程度与磁场 强度成正比，因 此可以测磁场
观测到的谱线
3，恒星的距离测定
测量距离的重要性：
• 我们肉眼只能知道恒星
在天球上的投影的位置
• 不知道恒星的距离就不能确定恒星
空间的真实分布、运动速度和发射
分光视差 归算曲线
测定出未知 距离的恒星 的特征谱线 强度比率后 可求出绝 对星等 利用视星等、绝对星等和距离的关系式， 可以求出恒星的距离
光度
• 光度和绝对星等都是指恒星的辐射 适用于光学，红外、紫外、射电、Χ 及γ 射线波段 • 光度单位：尔格/秒 • 恒星之间的光度差别非常大 超巨星的光度比太阳约强五万倍 白矮星光度不到太阳的万分之一
光度和体积、温度的关系
• 恒星的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大 • 光度大的恒星叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星 • 光度大的巨星，体积也大 • 光度小的矮星，体积也小
造父变星的周光关系
• 勒维特是美国一位两耳失聪 女天文学家 研究小麦哲伦星云中1777颗变星 其中25颗造父变星,测到 • 视星等（从12.5等到15.5等） • 光变周期（从2天到120天） • 发现了造父变星的周光关系:
造父变星越亮变光周期越长
造父变星的 周光关系
测出 一批知道距离 的造父变星 得到变光周期 和绝对星等
要寻找新的方法！
造父变星测距法
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
造父变星
• 造父变星 1784年，发现仙王座δ 星是变星 我国叫做“ 造父一” 造父一最亮时是3.6等 最暗时是4.3等， 周期性变化（5.37天） • 后来发现的造父变星越来越多， 成为一种类型－－造父型变星
2，恒星的颜色、光谱 和温度
基尔霍夫光谱的三条定律
（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）
① 炽热的物体发出连续光谱； ② 低压稀薄炽热气体发出某些单独的明 亮谱线； ③ 较冷的气体在连续光源前面产生吸收 谱线。
给铁条加温
1. 温度低： 红色
2. 温度中等：黄色 3. 温度很高：白色
黑体辐射：峰值波长由温度决定
视星等越大恆星越暗 如果两顆恆星的视星等相差5等 mB - mA = 5
求出：恒星B的亮度比恒星A 暗100倍
恒星视星等
肉眼：可见6等 大型望远镜：25等 空间望远镜：29等
照相星等
• 用照相底片代替肉眼观测 星光亮度越大 照相底片感光黑度越浓 按照相底片上感光强度 定出的星等叫照相星等
•
绝对星等
恒星距离越远，它的视差越小 恒星越近，视差越大 把恒星视差为1角秒时 恒星所对应的距离作为一种单位 它名叫“秒差距” l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 恒星距离和恒星视差成反比 距离（秒差距）＝ l／视差（角） 织女星的视差为 0.12 角秒 距离＝8.1秒差距。
周年视差的局限性
• 利用三角视差法测定了 大约7千颗较近的恒星的距离 • 绝大多数恒星距离太遥远 0.001 它们的视差位移小于 根本测量不出它们的视差
距离（秒差距）＝ l／视差（角） 织女星的视差为 0.12 (角秒)
距离＝8.1秒差距
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 天鹅座61的视差为 0.31 它相当于从12公里处看一个1分 硬币所成的张角
电离
吸收线
发射线
能级和谱线 发射线、吸收线和电离
连续光谱和发射线
Biblioteka Baidu
连续光谱和吸收线
太阳光谱研究
太阳光谱（连续谱、发射线和吸收 线）可给出太阳大气的结构、物理状 态、化学成分以及太阳活动的性质等。
测量天体磁场的方法
塞曼效应：19世纪末物理学家发现在 均匀磁场中，原子辐射产生的某一条 发射谱线要分裂为两条或三条，分裂 程度与磁场强弱有关。天文学家利用 塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场 的设备。太阳是唯一的一颗能给出表 面磁场分布的恒星。
1，恒星视亮度和光度
视星等
公元前2世纪古希腊希帕恰斯用肉眼 估计了星的亮度 按明暗程度分成6个等级(1－6)， 星的亮度越大，星等越小。 肉眼能见到的约有6000颗恒星。
• 眼睛看起来最为明亮： 1等星 • 看起来比1等星稍暗一些： 2等星 • 再暗一些的：3等星，依此类推 • 眼睛刚能看到的：6等星
• 视星等不是恒星真实发光能力 • 把恒星移到10秒差距(32.6光年)处 再比较它们的亮度（目视星等） 其目视星等叫做绝对星等 • 绝对星等表征恒星辐射强度 • 视星等表征观测者接收到的能量
胰腺癌护理 胰腺癌康复 胰腺癌饮食：www.yixianaijx.com
视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lg r
情况好转
周年视差
隔半年的两次 观测观测同一 颗星，其视位 置会发生变化
AB：3亿公里
秒差距
以一个天文单位 为底边 底角为1角秒 其直角边为 一个秒差距 （1弧度为 206265角秒）
天文单位 太阳 地球轨道
1秒差距 1角秒
l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 恒星距离和恒星视差成反比 恒星距离越远，它的视差越小 恒星越近，视差越大