天文观测和测量

d = r/a
当 a = 1′′ ，可算出相应的距离为3.1*1016m 在天文上一般把这个长度当作距离单位，称 为秒差距(pc); 1pc=3.26光年 用秒差距作为距离单位，而角度 θ 用秒”作 单位，则距离公式为
L = 1/θ
如测到某恒星的视差为0.1” ，则它距离我们 10pc，即33光年
• 伽利略最初制造的就是折射望远镜 • 折射望远镜的物镜由透镜组成，光线折射 后到达目镜，再由目镜放大到达观测者 • 折射望远镜成像清晰，宜于做天体的精确 定位工作
早期的折射望远镜
• 折射望远镜由于光线经过物镜后会产生像 差，在早期是一个难以克服的问题 • 牛顿于是利用反射镜成像原理制作了反射 望远镜 • 反射望远镜镜身矮小，成像质量较高
• 大部分的恒星分布在一条从图左上到右下 的窄带上，在这个区域叫作主星序，处在 主星序里的恒星称为主序星
所以利用恒星星光的光谱就可以知道它的 表面温度，再利用赫罗图就大致知道了它 的光度，再结合观测到的视亮度便可以计 算它与我们的距离 这种方法受到恒星光度的限制，太遥远的 恒星它们的视亮度会很低，以至我们观测 不到或者观测误差太大 它能测量的距离<105pc 银河系中大多数恒星的距离都能用这种方 法测出
宇宙距离的测量
在夜空中看到的只是星星、太阳等天体的 二维分布 要了解宇宙的结构和天体的立体分布，必 须能测量遥远天体和我们的距离 受各种限制，人们在很长的时间里无法测 量太远的天体的距离 现在已经有很多测量宇宙中距离的方法
地面上常用的测量距离的方法是三角形法 18世纪中，有人用三角法测量了月地间的 距离 用三角法测量的距离越大，需要引用的基 线也越长
对一定长度的基线，其能测量的距离是 有限的 用三角法可以由地球上一条很长的基线 来测定日地距离
要测量太阳系外恒星的距离，即使用地球直 径做基线也太短 1836年，德国科学家Bessel首先采用地球 绕日轨道的直径为基线，测到了一些恒星与 地球的距离
1784 –1846
这种方法需要在半年前后对待测恒星的 视位置作两次测量，即可定出角度a， 称为视差 再根据日地距离可得恒星的距离d为：
在地面上观测，用地球公转轨道直径作基 线只能测量大约100pc范围内的恒星距离， 这只是银河系中很小的一部分 利用卫星在外太空观测，则范围可增加到 1000pc；将来还可提高到106pc
对于更远的恒星，不能用这种办法来 精确地测定距离 到现在，在20pc的范围内共观测到了 2681颗恒星 这表明在太阳的附近无序地分布着大 量的恒星，它们间的平均间距在1pc 左右
• 17世纪发明望远镜后，人们陆续观测到一 些云雾状天体，统称为“星云” • 直到1923年，美国天文学家哈勃利用造父 变星的周光关系测量了仙女座星云中造父 变星与地球的距离，才确定它在银河系 外，并把星系和星云、星团区分开 • 哈勃开辟了河外星系和大宇宙的研究 被誉为“星系天文学的先驱”
• 在星系尺度以上测距就要考虑宇宙膨胀的 影响，一般用宇宙标准模型来对观测进行 理论计算以得到真正的测量距离 • 要估计更远的星系或星系群的距离，必须 找到比造父变星还亮的距离标志物，而且 它们的数目也要足够多 • 新星的光度足够大，但它们大多出现在星 系的明亮中心区，因此很难被区分开来
中微子从欧洲核子中心到 Gran Sasso的旅行都是在 地壳中进行的，距离大约 是732公里。 OPERA实验组声称，这段 距离的测量精确到误差不 超过20厘米，而时钟校准 到不超过10纳秒误差。这 个实验进行了两年多，通 过半年的认真分析数据， 实验组终于宣布了惊人的 初步结果。
• 中微子比预计提前了大约60纳秒 • 一纳秒是十亿分之一秒，光速大约是每秒 三十万公里，在一纳秒内光可以跑30厘 米，由于中微子速度和光速差不多，所 以，中微子在60纳秒内比光多跑了18米 • 在大约730公里的旅途中中微子比光超出了 18米，说明中微子的速度比光速快了四万 分之一倍
超新星爆发
对造父变星的观测有助于对宇宙 距离和宇宙年龄的测量
1994年7月份命名为苏梅克·列维9号的彗星断裂成 21个碎块撞击木星的情景，撞击产生的蘑菇形的火 球在冲击到了木星的上空
行星状星云向人们描绘出垂死恒星的 最后色彩
宇宙正在膨胀
• 1912年，Slipher首先测量到旋涡星云M31 的谱线有频率红移，然后他发现大部分观 测到的星云谱线都有频率红移现象 • 当时还不知道它们是河外星系 • 直到1923年后人们才开始认识到这些星云 其实都是银河系外的星系（距离的测量）
牛顿亲手制作的反射望远镜，口径5cm，镜身只有15cm， 可放大40倍，可与2m长的折射望远镜相媲美
• 折反射望远镜是将折射系统与反射系统相 结合的一种光学系统 • 它的物镜既包含透镜又包含反射镜，天体 的光线要同时受到折射和反射 • 折反射望远镜兼有折射望远镜和反射望远 镜的优点 • 视场大，光力强，适合于观测延伸（彗星、 星系、弥散星云等）天体，并可进行巡天 观测
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• 第二种办法是利用周期性脉动变星 • 1912年Leavitt在研究麦哲伦星云中的25个 造父变星时发现，不同变星的光变周期与 其光度有确定的关系
• 造父变星除了其光变周期与光度有确定关 系外，它的光度通常很大，约比太阳亮5个 量级 • 所以这种方法能测量的距离比主序星又大 了很多，达到了10Mpc的范围 • 如果在远处的星系中找到了周期性脉动变 星，就能测出它的距离，同时也就得到了 该星系与我们之间的距离，因为一般来说 星系的大小与这距离相比小的多 • 造父变星相当于一种星系距离标志器，因 此又被叫做“量天尺”
• 哈勃定律给人以错觉，似乎宇宙正以我们 为中心向外膨胀 • 事实上，哈勃定律说明宇宙正在作整体的 膨胀运动，在宇宙中任何一点观测，会得 到和我们一样的结果
• 宇宙的这种整体的膨胀方式说明了宇宙大 尺度上的物质均匀性，并且将保持这种均 匀性 • 在宇宙的小尺度上，如银河系内部并没有 这种膨胀的现象
第一颗被测出距离的恒星是天鹅座的a星(a 星就是该星座区域中看来最亮的星)， Bessel测出它的视差为0.3” ，即它距离我 们3.3pc 我们的肉眼看来最亮的星是大犬座的a星即 天狼星；它的视差为0.375” ，即距离为 2.7pc 离太阳系最近的恒星是半人马座a星，它的 视差是0.765” ，距离是1.4pc
• 哈佛系统将恒星光谱分为十大光谱型，用 字母O、B、A、F、G、S、K、M、R、N 代表，每一种光谱型再分为10个次型，如A 型可分为A0、A1…….A9
• 20世纪初，丹麦天文学家赫茨普龙和美国 天文学家罗素根据恒星光谱型和光度的关 系，建立了“光谱—光度图”，也称赫罗图
• 赫罗图以恒星的光谱型（表面温度）为横 坐标，以恒星的光度为纵坐标，用100颗亮 度最大的恒星和90颗距地球20光年以内的 恒星的数据作散点图，发现恒星的分布有 一定的规律
• 在地球表面上进行宇宙观测，各种电磁波 和宇宙线都会受到大气层的影响 • 很多宇宙线和X射线都无法穿越大气到达地 表 • 如果在大气层高处或以外进行宇宙观测， 其精度将得到极大的提高
哈勃望远镜
• 哈勃望远镜重12.5吨，主镜2.4m，装有微 弱天体照相机、高分辨率光谱仪、精密导 航传感设备等先进仪器 • 哈勃望远镜的发射成功，是20世纪90年代 最重大的天文学事件之一
对更远的恒星，最常用的测距方法是光度 法 光度L为恒星在单位时间内辐射的能量（或 光子数），视亮度B为地球上测量到的单位 时间内在单位面积上 接受到的光能 L和B的关系为
B = L /(4πd )
2
• 恒星的视亮度B比较容易直接测量 • 故要得到待测恒星的距离最重要的便是知 道它的光度L • 三角法已经测定了距离的几千颗恒星，再 测量它们的视亮度，便知道了它们的光度L • 一般的方法是研究这些恒星的其它性质和 它们的光度之间的关系，并从中得到一定 的规律 • 利用这些规律，我们只需得到待测恒星的 其它比较容易测到的性质，就可以知道它 的光度
• 第一个方法是利用恒星光谱 • 天体研究的一个重要手段是对接收到的星 光进行光谱分析 • 研究恒星光谱不仅能分析出恒星中的物质 组成，还可以推测出恒星的表面温度 • 物体的温度越高，它的光谱就越蓝，反之 就越红
• 恒星连续谱的能量分布﹐谱线的数目和强 度﹐以及特徵谱线所属的化学元素﹐均有 极大的差异 • 最常用的恒星光谱分类系统由美国哈佛大 学天文台于十九世纪末提出的，称为哈佛 系统 • 这个系统的判据是光谱中的某些特徵谱线 和谱带﹐以及这些谱线和谱带的相对强度 同时也考虑连续谱的能量分布
• 对近距离的星系的研究发现，每个星系中 的恒星一般有非常确定的最大绝对光度， 称为星系中的最亮恒星 • 最亮恒星可以作为远到107pc的距离标志物 • 但超出107pc的距离，就很难把最亮恒星与 其它非星天体如星协区分开
中微子能轻易穿越地球，在100亿个中微子 中只有一个会与物质发生反应 对恒星发射的中微子进行探测，可以获得 有关恒星内部的信息
大亚湾中微子探测器
南极洲 冰立方中微子望远镜
• 2011年9月22号下午，位于意大利Gran Sasso山底下意大利国立实验室中的中微子 实验OPERA宣布，他们探测到了中微子的 速度超了光速
如果星系谱线的红移是由多普勒效应引起 的，那么大部分的河外星系的谱线有红移 表明它们都在向远离我们的方向运动 到了1929年，哈勃进一步发现河外星系的 红移与它的距离有近似的线性关系
又由多普勒效应知道光源的退行速度与红移 成正比： v=cz 其中红移 z = (λ − λ0 ) / λ0 所以星系对银河系（中心）的退行速度与距 离成正比： v=H0r H0为哈勃常数
• 宇宙中充满着无线电波 • 无线电波的波长比可见光长，通常玻璃不 会对其有折射作用 • 如果用金属制成类似的抛物面，那么无线 电波也能被聚焦到一点，这就是射电望远 镜的原理 • 现在射电望远镜成像的清晰度已可同最好 的光学照片相媲美
德 国 100 米 射 电 望 远 镜
甚大阵(Very Large Array，VLA) 射电望远镜
天文测量和观测
• 天文观测的手段 • 宇宙正在膨胀 • 距离的测量 三角法 光度法 红移—距离关系
天文探测的手段
• 任何探测都是对研究对象的信息的收集， 任何信息的传递都需要媒介 • 获得天体信息的媒介主要有电磁波、宇宙 线、中微子和引力波 • 其中引力波是爱因斯坦从广义相对论中推 导出来的一种引力场的波动，其存在现在 还没有被证实，但一旦被探测到，将成为 获得天体信息的重要渠道
• 电磁辐射是到目前为止研究天体最基本的 和最重要的渠道，绝大部分天文探测成果 来自于电磁辐射 • 电磁波根据其波长大小依次可分为：伽玛 射线、X射线、可见光、射电波
• 光学望远镜和射电望远镜正是探测天体发 出的可见光和射电波的工具 • 这两种电磁波可以穿透大气，因此可以在 地球表面探测 • 光学望远镜可分为折射望远镜、反射望远 镜和折反射望远镜 • 射电望远镜实际上是用金属板或金属网做 成的接收天线
• 可见光是波长比较小的电磁波，光的颜色 越红，表明它的波长越大 • 一般的光是各种波长的电磁波的集合，利 用分光镜可以分开它们，便看到了光谱
• 各种化学元素都会发射和吸收一定波长的 电磁波 • 大多数恒星光谱是连续谱上有吸收线﹐少 数恒星兼有发射线﹐或只有发射线
• 会引起谱线频率变化的是多普勒效应 • 当波源的运动是远离观测者时，观测者接 收到的波长会变长，即频率会变小；反之 观测到的波长会变短，频率变大
太空中的引力波探测器
德国引力波探测器GEO600
• 宇宙线是来自宇宙空间的由各种高能粒子 形成的射流 • 中微子和一般物质的相互作用非常微弱 • 恒星内部的热核反应会生成数量庞大的中 微子 ( 每秒约产生10的38次方个中微子， 每秒钟会有1000万亿个来自太阳的中微子 穿过每个人的身体,每秒钟通过我们眼睛的 中微子数以十亿计 )