第三章恒星光谱和化学组成

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Z
V(光速) r(亿光年) 0.1956 1.9474 18.5978 117.432 156.576 172.694 180.665 185.141
r(Mpc) 6 59.7 570.1 3600 4800 5294 5538 5675
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0.001 0.001 0.01 0.01 0.1 0.095 1 0.6 2 0.8 3 0.8824 4 0.9231 5 0.9459
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对于z值大的情况，根据狭义相对论， z与vr的关系要用洛伦兹公式：
v r (1 z ) 1 2 c (1 z ) 1
2
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• 恒星光谱线大多有系统的位移， 通过谱线测定，可求出Δλ值， 从而计算出恒星的视向速度的大小和方向。 河外星系：只有红移而没有紫移，远离而去， 距离越远，红移越大，速度越大， 著名的哈勃定律， 宇宙学研究中非常重要的定律， 宇宙大爆炸理论的有利证据之一。
2
光的波动性和微粒性是共存的
波动性：当观测仪器的线度等于或小于光
的波长时；
粒子性：当观测仪器的线度大大于光的波
长时。
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2）原子的结构和能级
汤姆逊：发现电子 卢瑟福：经典原子结构模型（1911年） 玻尔：原子结构理论（1913年） 氢原子 近代量子力学原子结构模型

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• 原子结构和谱线的形成
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Spectral Information from Starlight
Observed Spectral Information Provided Characteristic Peak frequency or wavelength Temperature (Wien's law) of continuous spectra Lines present Composition, temperature Line intensities Line width Composition, temperature Temperature, turbulence, rotation speed, density, magnetic field Line-of-sight velocity
发射线的产生
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吸收线的产生过程
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光谱形成
恒星大气的反映
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太阳光谱
典型的恒星光谱
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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Baidu Nhomakorabea。 发射线：在连续光谱上还有成千上万条 明亮的谱线。
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连续光谱和发射线
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连续光谱和吸收线
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2、氢原子光谱及其线系
– 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。
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3）恒星光谱
连续光谱，明线光谱和吸收光谱的产生机制
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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。
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电磁辐射由光子构成（粒子性） 光子的能量与频率（或颜色）有关： 频率越高（低），能量越高（低）。 E = hν 其中Planck 常数h = 6.63×10-27 erg s-1
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结果：
证认出元素周期表中90%左右的天然元素， 一些恒星谱线至今未证认出来。
问题: 如果某些元素的谱线在恒星光谱中不出现？
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（2）确定天体的视向速度Vr 多普勒效应
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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）。

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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
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• 谱线致宽
– 在没有外界因素的影响 时，原子的谱线的自然宽 度非常窄。 – Doppler致宽 辐射源内部原子的无规热 运动 辐射源的整体运动（如转 动）造成谱线致宽。 – 磁场致宽 – 等等
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谱线测红移
视向速度会改变光谱中谱线的位置
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恒星远离我们：谱线都向波长长的方向
移动，即谱线向红端位移。
恒星接近我们：谱线都向波长短的方向
移动，即谱线向紫端或蓝端位移；
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谱线位移
Vr z 0 c
λ0 ：静止时的原波长，c ：光速， Δλ=λ-λ0。 远离：Δλ> 0，Vr 取正，红移， 红移量为z=Δλ/λ0； 接近：Δλ< 0, Vr取负，紫移， z < 0为紫（蓝）移量。
确定恒星的化学组成和物理性质 难点：不同的光谱的复杂变化 →恒星的化学组成和不同的物理量。
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恒星的光谱分析
温度、大小、质量、密度、视向速度、距离、恒 星的自转、磁场以及组成恒星的化学元素等。 光谱分析在天体物理中占据着非常重要的地位。
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（1）确定恒星的化学组成
定性分析和定量分析 定性分析：确认恒星大气中的化学元素， 谱线的证认，即测定谱线的波长。
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（3）谱线测自转
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谱 线 测 自 转 原 理
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平均自转速度和平均视自转速度之间的关系：
v
4

v sin i
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平均自转速度
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（4）测定恒星的磁场
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。
Planck
Einstein
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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。
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恒星形成区M17中的热气体辐射谱
太阳光谱
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• 当电子从高能态跃迁到低能态，原子释放光 子，产生发射线；反之产生吸收线。 • 吸收或发射的光子能量为 h En 2 En1
n1= 3
n1= 4
Pfund线 系
n1= 5
1875 1282 1094 4050 2630 7460
364.7
821
1460
2280
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1 1 R n n 2 n 1
• 氢原子光谱
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不同元素的原子具有不同的结构，因而 有不同的特征谱线。
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3 恒 星 观 测 光 谱 的 分 析
第三章：恒星的光谱和化学组成
1、物理知识准备 2、氢原子光谱及其线系 3、恒星观测光谱的分析 4、恒星上的化学元素丰度
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1、物理知识准备
1）光的本性 17世纪:波动说和微粒说是对立面； 19世纪60年代:麦克斯韦发展了光的波动性理论─光 是电磁波，光有干涉、衍射、偏振等现象 1899年:普朗克提出辐射量子理论─光子
能级和谱线 发射线、吸收线和电离
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氢原子光谱（波长单位：nm）
Lyman线系
n1=1 n2=2 3 4 5 6 ┆ ∞ 91.2 121.6 102.6 97.2 95.0 93.8
Balmer线 系
Paschen线 系
Brackett线系
n1= 2 656.3 486.1 434.1 410.2
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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。
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太阳的化学组成
元素 Hydrogen Helium Oxygen Carbon Nitrogen Iron Silicon Magnesium Neon 质量丰度 73.5% 24.8% 0.788% 0.326% 0.118% 0.162% 0.09% 0.06% 0.16%
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4、恒星上的化学元素丰度
• 定量分析 谱线轮廓：改正了仪器的影响后的谱线的真实 形状。
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等值宽度：以连续光谱背景的强度为单位，取长为 一个单位强度的矩形，令其面积等于谱线所占的面 积，则矩形的宽就是等值宽度（以波长标度表示）。
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• 谱线在λ处的强度Iλ， 由附近连续光谱内插的 0 强度 I
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• 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。
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Na特征谱线
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方法：
1）恒星的待测光谱，上下端拍摄比较光谱 2）测量出比较光谱中已知λ处谱线的位置x，得x与 λ的关系（色散曲线） 3）测量出待测谱线的位置，根据色散关系求出待测 谱线的波长 4）跟实验室中测定谱线波长作比较，证认出化学元 素 科研中，计算机上进行处理
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Doppler shift
第三章思考题：
谱线致宽的原因可能有哪些？
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I r 0 • 剩余强度： I
• 谱线深度：R 1 r • 谱线的总吸收（总发射） 由等值宽度表示：
W R d
0
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确定恒星大气中某种元素含量的方法： 1）分析谱线轮廓 2）生长曲线
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测量结果
化学元素丰度：通常指在同一体积内某种元素 的原子数目与氢原子数目之比。 重元素：天文学上习惯把氢和氦以外的所有元 素通称为重元素。