【天文学导论课件@北师大】new

mJy, and a resolution of 5". At the 1 mJy source detection
threshold, there are ~90 sources per square degree, ~35%
of which have resolved structure on scales from 2-30".
The Einstein Observatory (HEAO-2)
The HEAO-3 Satellite
The Hakucho Satellite
The Tenma [Astro B] Satellite
The EXOSAT Observatory
The Ginga Satellite
ASCA: The Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics
North and South Galactic Caps. Using the NRAO Very
Large Array (VLA) and an automated mapping pipeline, we produce images with 1.8" pixels, a typical rms of 0.15


Science Hightlight: X-ray imaging the sources associated with Gamma-ray bursts and determining their positions with an unprecedented precision. Monitoring the X-ray afterglow of Gamma-ray bursts
2dF
Deep Extragalactic Evolutionary Probe ( DEEP )
The Deep Extragalactic Evolutionary Probe (DEEP) is a multi-year program which uses the twin 10-m Keck Telescopes and the Hubble Space Telescope to conduct a large scale survey of distant, faint, field galaxies.
ROSAT
1990
ASCA (Astro-D)
BeppoSAX
1993－2001
1996－2002
RXTE
1995－
(ROSS X-ray Timing Explorer)
Chandra (AXAF)
XMM-Newton
1999 (NASA)
1999
The Uhuru Satellite
The HEAO-1 Satellite
红外巡天
IRAS ISO 2MASS SIRTF WIRE 2.5-200 μm 12, 25μm 2003 1998 12, 25, 60, 100μm 2.5-240μm 1983 1995-1998
The Two Micron All Sky Survey (2MASS) project
Two Matching 1.3m Telescopes, Optimized for Efficient Sky Coverage Sites are Mt. Hopkins and CTIO Cameras include 3 infrared arrays, 256 × 256 -- one for each the three bands ( J (1.25 µ H (1.65 µ and Ks (2.17 µ m), m), m) Camera Pixel Size is 2.0" x 2.0" Tilting secondary motion during declination scanning freezes frames. 1.3 second exposure time per frame x 6 frames per source = 7.8s integration time. Sub-stepping in both the in-scan and cross-scan direction minimizes effects of undersampling due to large pixels. Mapping Rate of 70 sq. deg./band/night
全波段, 大样本, 巨信息
突出创新思想
增强课题意识
LAMOST的光谱能力与观测模式
Ø 107星系 —宇宙大尺度结构与星系物理 107恒星 —恒星物理与银河系结构 106类星体… —多波段天体物理
Ø
Ø
观测宇宙学的热点
哈勃常数和宇宙的年龄 宇宙中的暗物质 宇宙中的元素丰度 宇宙的大尺度结构 宇宙的背景辐射 活动星系核
The following figure compares the XMM-Newton mirror areas with those of other recent X-ray observatories (note that the detector efficiency has not been included). The figure clearly shows the greater area and extended energy range of XMM-Newton compared to ROSAT, ASCA, and even Chandra.
标准化进程：爱因斯坦，弗里德曼，罗伯逊， 沃克，勒梅特，伽莫夫
热大爆炸宇宙模型 －标准宇宙模型
☆ 宇宙中的物质分布是均匀和各项同性的
☆ 目前的宇宙处于膨胀状态
☆ 宇宙起源于一次热大爆炸 ☆ 宇宙时空用R－W度规来描述
从热大爆炸宇宙诞生
光子粒子对 TKB＝2mc2 T2mc2/KB

宇宙的极早期
<10-6秒，物质和辐射不可分， 引力可能量子化
一片夸克海洋
人的认识极限－量子化
•
⊿E⊿t ≈ ћ ћ=h/2，h=6.62510-27erg · s 产生粒子对 ⊿E＝2mc2 的时间 ⊿t ＝tc＝ћ/2mc2 ---康普顿时间 光穿过一个m基本粒子的时间 ts＝2Gm/c3 ---史瓦西时间
The X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton)
Mission XMM-Newton

Lifetime : December 1999 - (nominal 10 year mission)
Energy Range : 0.1-15 keV


Special Features : Very large collecting area. Simulataneous X-ray & Optical observations.
BeppoSAX
The Rossi X-ray Timing Explorer
ROSAT : The Roentgen Satellite
Chandra X-ray Observatory
Mission Chandra
Lifetime : 23 July 1999 - (nominal 5 year mission) Energy Range : 0.1-10 keV Special Features : 64 Hours highly-eccentric Earth orbit.Spatial resolution < 1 arcsec
•
•
极限物理量

令tc＝ts，
普朗克质量 普朗克时间 普朗克长度 普朗克温度
mp c 4G
G c
5 44
10 克
5
tp
5 .3 9 1 0
Fra Baidu bibliotek
秒
Lp
G c
3
1 .6 1 1 0
33
厘米
T=1032K
支持热大爆炸的主要观测事实
∆ ∆ ∆
目前的宇宙在膨胀着 存在着各向同性的黑体谱宇宙背景辐射 氦和氘的宇宙丰度（约占1/4）必须借助早期的 宇宙核合成
射 电 巡 天 (38MHz-4.85GHz)
3C 178MHz
5C 6C 8C Texas 87GB GB6 Parkes NVSS FIRST
178MHz 151 MHz 38 MHz 365 MHz 4.85 MHz 4.85 MHz 2.7 MHz 1.4 MHz 1.4 MHz
NVSS(NRAO VLA Sky Survey) NVSS是利用VLA系统在1.4GHz对赤纬-40 (J2000.0)的天区进行射电巡天，角分辨率约为45“， 5的灵敏度约2.4mJy。它在1997年底结束，巡天范 围达天球表面积的82%。 它的主要结果有 (1)2326幅4×4 射电天图，每幅图中有约一千个射 电源，并包含Stokes的I、Q、U三个分量的偏振信 息； (2)约1,800,000个分离射电源星表，流量密度 S2.5mJy，表中有各源的射电坐标、1.4GHz的射 电流量、偏振流量、偏振位置角及其测量误差等。
∆
宇宙的年龄不超过200亿年
观测能力极大提高 －多波段天文学
γ-ray X－ray 光学 红外 射电
X－ray 巡天
Uhuru（自由号） HERO－1 高能天文台 HERO－2 爱因斯坦天文台 HERO－3 白鸟 (Hakucho) 天马 (Tenma － Astro-B) EXOSAT 银河 (Ginga － Astro-C) 1970 1977 1978 1979 1979 1983 1983 1987
观测宇宙学的一些新进展
北京师范大学天文系
何香涛 陈阳
大爆炸宇宙的提出和标准化

1927年，勒梅特，“原始光子” 1948年，伽莫夫(Gamov)、阿尔芬(Alpher)、 贝色(Bethe)，--理论 1957年，B2FH（G.Burbidge,F.Burbidge, Fowler and Hoyle) 1965年，宇宙微波背景发现
宇宙的背景辐射
哈勃常数和宇宙的年龄
测定哈勃常数方法
星系和星系团 超新星 宇宙背景辐射
最新的宇宙学常数
哈勃常数h＝0.71 ± 0.03 宇宙年龄 t0＝13.7 ± 0.2 Gyr 宇宙背景温度 TCMB＝2.725± 0.002 K 宇宙总物质密度 tot=1.02 ± 0.02 暗能量密度 =0.73 ± 0.04 重子物质密度 b=0.044 ± 0.004 物质密度 m=0.27 ± 0.04
3分钟造就一个宇宙
最初三分钟
T＝1013 核子：质子，反质子，中子，反中子 t＝1.510-6秒 T＝1012 强子： 介子 t＝1.210-4秒 T＝1011 光子和粒子热动平衡 t＝0.01秒 T＝1010 中微子逃逸 t＝1.1秒 T＝109 正负电子湮灭，电子、质子、氘和氦 t＝3分45秒
光 学 巡 天
巡天 Markarian Kiso（木曾） Palomar BQS LBQS Edinburgh/Cape HST WF/PC SDSS 极限星等 15.m5 ~19.m0 16.m2 ~18.m5 ~17.m0 ~28.m0 ~20.m0 发现天体 ~500 ~10,000 ~100 1054 240 ~3000 ~105
The FIRST Survey
Faint Images of the Radio Sky at 20cm -- is a project
designed to produce the radio equivalent of the Palomar
Observatory Sky Survey over 10,000 square degrees of the

宇宙中的元素丰度和物质
可视物质和不可视物质（暗物 质）
宇宙中可视物质部分远远小于不可视物质部分。 从星系和星系团的物质含量分析，可视部分估 计占10—30%。一些星系团的动力学分析表明， 可视物质成分可能只占1%左右。 暗物质的发现：