光谱和恒星的性质课件

➢基尔霍夫在海德堡证认了太阳光谱中钠吸收的D 线，还发现铯和铷的谱线。
➢1842年多普勒预言了多普勒效应，1890年在里 克天文台得到验证。
➢1880年开始光谱分类，在1918-1924年用物端棱 镜底片编制了200，000颗星的星表（HenryDraper 光谱分类）光谱和恒星的性质
2.2.1哈佛恒星光谱分类（classification）
2000）
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吸收和消光（Absorption and Extinction）
在地球上观测天体的辐射流需要对两个效应加以改 正（至少）：
➢星地等球，大ε气λ的是吸在收天，顶如处果的m大λ,气obs吸是收天，顶那距么θ，时我观们测获 得该天体在地球大气外的星等mλ,corr 由下式给出：
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上图是热改正作为有效温度的函数（Flower, 1996, ApJ）
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绝对星等变换为太阳光度 L/L⊙ ：
太 阳 的 绝 对 星 等 是 ： MB,⊙=5.48, MK,⊙=3.33…
MV,⊙=4.83,
（参见Cox 等：Aller’s Astrophysical Quantities
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平均星际消光曲线Aλቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ考Savage & Mathis(1979)
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2.2 恒星光谱
恒星光谱包含恒星性质的丰富信息，如表面温度、质量、半径、光度、化学 组成等，都可以由分析恒星光谱推出来。某些历史里程碑：
➢最早的研究是夫朗和费于1815年在慕尼黑完成 的，他发现太阳光谱的吸收线。
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2005年9月
光谱和恒星的性质
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谱线轮廓 (a)典型的发射线， 看似均匀，实际线 心强 (b)谱线按频率或波 长展开，可得谱线 强度沿波长的变化， 线心最强向两边减 弱
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热运动加宽谱线 （a）原子或然运 动产 生谱线加宽 （b）当它们单个 蓝移或红移时产 生出发射线，气 体越热，热加宽 越强
哈佛分类是用颜色、有效温度和各种谱线强度作序列，进一步细分用数字O9， B0，B1，…… B9。字母并无含义但存在为了容易记忆的有趣的话：
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Recently, some astronomers have proposed the addition of two new spectral classes—L and T— for low-mass, low-temperature stars whose odd spectra distinguish them from the M-class stars in the current scheme. For now, at least, the new classification has not been widely adopted. Astronomers are still uncertain whether these new objects are “true” stars, fusing hydrogen into helium in their cores, or if they are “brown dwarfs” (see Chapter 20) that never achieved high enough central temperatures for fusion to begin.
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2.1星等
视星等m: 一 天体在频率υ处的视星等定义为
其中fυ是天体的辐射流（单位为W/m2）。在经典或织女星等系统（Vega, αLyra） 中，一颗AOV星是被用作参考星，在织女星等系统中，Vega在所有频率中都是0星 等。星等的对数标度反映人眼对光强度的敏感。现今，AB星等系统变得普及，在 AB系统中，一个常量fυ的源具有常量星等：
一个天体星际消光红外可由色余（color excess）描述：
例如，对V波段的消光：
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在此方程中“obs”表示具有消光的观测值，“o” 表示本身的值，AV和EB-V之间的关系是
银河系吸收规律涉及AV和Aλ 由下页的图得到。 星团的消光可以确定，如由二色图（U-V和B-V）， 红化线比黑体的更锐些。
绝对星等（Absolute magnitude）表示恒星本质光度而引进的（与 距离无关系）：
❖M=绝对星等 ❖m=视星等 ❖D=以秒差距表示的距离 ❖m-M 称为距离模数 （distance modulus）
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星等系统中某些天体的视亮度
注意：秒差距在天体物理中是标准距离单位。一 秒差距对应的距离是看地球的轨道半径的角距为1 角秒（1 arcsec）。
(假定大气是平行平面层，对小于70度是正确的) ελ的典型值为：光学波段4000Å下降0.3，8000Å为0.1，精确值必须由标准 星的观测导出。
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➢由地球和天体之间的尘埃和气体引起的消光和吸收。该消光正比于地球和天 体之间的柱密度。对遥远天体和河外星系，所谓银河系红外卷云（Cirrus）是 消光很好的标志，它由银河系内尘埃的热辐射产生。银道面上消光最大，垂直 它的方向最小。
归一化流量是这样选取，Vega星等和AB星等在5500Å相同。
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大部分观测中，测量辐射流并不是单色，而是对某一滤光片带宽积分。典型滤 光片具有带宽为几百至2000Å。
某些滤光系统设计为：
能得到典型的精度为：Δm∼Δfx/fx∼0.02
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对于AOV星的绝对辐射流 Sλ具有目视亮度 V=0 mag (因为它像Vega星， 显然在Vega系统中有 UBVRJHKLMN=0)
对于 Johnson滤光片的
有效波长如右表：
与V相应的值是
SV=3.66×10-23 Wm-2Hz-1 N=1004 光子cm-2Å-1
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现在最广泛应用的Johnson UBV ,RI 滤光片系统， 由Bessel(PASA，1990)重新绘制。一颗类似太阳 G5V星的光谱重叠在上图以比较。
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色指数（Color Indices）定义为两滤光片的星等差: U-B=mU-mB B-V=mB-mV ……
左边图表示恒星 在 U-B 和 B-V 平 面 上的分布，恒星 光谱型标在下面。 色指数数值大表 示红色天体，小 数值表示蓝色天 体。 图中箭头代表星 际尘埃红化效应。
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热星等（Bolometric magnitude）mbol是对整个波 段积分的总光度。
定义为： mbol = mV +B.C. 其中B.C.称为热改正，它是这样定义的，几乎全
部恒星B.C.>0，对F型到G型B.C.∼0 （因为对这 些星在V波段他们的辐射发射最大）。热星等一 般不用于恒星之外的天体。