第四章天文学重要的基本概念ppt课件.ppt

1 第四章天文学重要的基本概念 1恒星距离及其测定2恒星的大小和质量3恒星的亮度 视星等 热星等和热改正4恒星的绝对星等和光度5恒星的辐射与光谱 2 1恒星的距离及其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 两颗挨得很近的恒星 实际上在纵深方向上可能离得非常遥远 远的暗的星也就可能比近的实际上更亮 3 4 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 大小和质量 发射电磁波的真实强度 等等 5 怎样测量恒星的距离 方法 三角视差 分光视差 造父视差 力学视差 星团视差 平均视差 哈勃定律 等等 6 三角视差法 trignometricparallax 基线越长 可测量的恒星距离越远 D B sin 7 Experiment what sparallax 8 视差 角 天文上 两个相对静止的观测者在两个不同的位置上看到同一天体的方向之差 恒星太远了 视差角太小 基线要非常长 日地平均距离a 9 三角视差测量的困难 地球上的基线太短 地球直径约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 情况好转 10 11 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 AU 太阳和地球之间的平均距离称为1 天文单位 1AU 1 49597870 1011米2 光年 ly 光1年所走的距离 1ly 0 946053 1016米 约10万亿公里 12 1角秒 1秒差距 地球轨道 太阳 天文单位 3 秒差距 pc 把恒星视差为1角秒时 恒星所对应的距离作为一种单位 秒差距 13 恒星的距离通常以秒差距 parsec 或光年 lightyear 作为单位 令a 1AU为平均日地距离 1天文单位 r为恒星的距离 则1秒差距是周年视差为1 的恒星的距离 1秒差距 pc 3 086 1018厘米 cm 3 26光年 ly 206265天文单位 AU 14 恒星距离越远 它的视差越小恒星越近 视差越大恒星距离和恒星视差成反比 r 秒差距 角秒例如 织女星的视差为0 12 则距离 8 1秒差距 15 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 16 最近的恒星 CentauriProxima 0 76 r 1 3pc 4 3ly Barnard星 0 55 r 1 8pc 6 0ly 17 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如 天鹅座61的视差为 现代测量值为0 29 它相当于从12公里处看一个1分硬币所成的张角 18 限制由于受到地球大气扰动的影响 周年视差的精确测量受到限制 地面望远镜的角分辨本领一般不超过0 01 Hipparcos卫星 1989年8月发射 的角分辨率达到0 001 测量了约100万颗恒星的距离 三角测距法只适用于近距离 30 500pc 的恒星 恒星的周年视差都小于1 19 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 20 造父变星造父变星1784年 发现仙王座 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 造父变星 21 造父变星的周光关系勒维特在研究小麦哲伦星云中1777颗变星时 发现其中25颗造父变星 它们的视星等从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 光变周期越长 22 造父变星的周光关系测出一批知道距离的造父变星得到光变周期和绝对星等关系 23 造父变星测距法测出造父变星的光变周期 利用周光关系曲线得到造父变星的绝对星等 由关系式M m 5 5lgr 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 量天尺 24 2恒星的大小和质量 恒星的大小 角直径非常小 最大的不超过0 05线直径范围 大 几百到一两千倍D 小 白矮星10 2D 中子星直径只有20公里 25 测量结果 根据恒星体积的大小可以把它们分成以下几类 超巨星R 100 1000R 巨星R 10 100R 矮星R R 恒星的大小分布为 10 5R 中子星 103R 超巨星 26 恒星的质量 范围 理论 65M 0 08M 观测验证很好直接测 太阳和部分双星 27 3恒星的亮度 视星等 热星等和热改正 亮度 brightness 在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射能 视亮度的大小取决于三个因素 天体的光度 距离和星际物质对辐射的吸收和散射 28 视星等 古希腊天文学家希帕恰斯 Hipparcos 在公元前150年左右首先创立表征恒星亮度的系统 按明暗程度分成6个等级 1等星 6等星 星等值越大 视亮度越低 肉眼能见到的约有6000颗恒星 29 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 30 星等值越大 视亮度越低 1等星 6等星 31 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等星亮100倍 相邻2个星等的亮度差2 512倍 100 1 5 2 512 32 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为E1 E2 10 0 4 m1 m2 m1 m2 2 5log E1 E2 或m 2 5log E E0 其中E0为定标常数 取零星等的亮度为单位 普森公式 m 2 5lgE 33 视星等越大恒星越暗 34 视星等的种类 视星等的测量通常是在某一波段范围内进行的 根据测量波段的不同 视星等可以分为目视星等 mv 照相星等 mp 光电星等和仿视星等 mpv 等等 35 辐射星等 mr 测量恒星亮度的辐射探测器对所有波长的辐射都是一样敏感时所测得的星等 热星等 mb 在辐射星等的基础上作过大气消光和仪器消光两项改正之后的星等 热改正 B C 或BC 热星等与目视星等之差 mb mv 累积星等 对有视面天体各部分的亮度求和而得到的星等 36 色指数 colorindex 在不同波段测量得到的星等之差 如U B B V等 37 4恒星的绝对星等和光度 视星等不是恒星真实发光能力 视星等表征观测者接收到的能量 光度L luminosity 天体在单位时间内辐射的总能量 是恒星的固有量 绝对星等 天体位于10pc距离处的视星等 它实际上反映了天体的光度 绝对星等表征恒星辐射能力 38 对同一颗恒星 E10 Er 10 r 2M m 2 5log E10 Er 5 5logr pc 或 M m 5 5lg 对不同的恒星 M1 M2 2 5log L1 L2 M M 2 5log L L 其中L 3 86 1033ergs 1 M 4 75m距离模数 distancemodulus m Mr 10 m M 5 5 39 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 半径 愈大光度也愈大 Stefan Boltzmann定律 光度L 4 R2 T4 5 67032 71 10 5尔格 厘米 2 度 4 秒 1光度大的恒星叫做巨星 光度比巨星更大的叫超巨星 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 40 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 及 射线波段光度单位 尔格 秒 通常以太阳光度为单位恒星之间的光度差别非常大 光度最大的恒星比太阳约强106倍 光度最小的恒星只有太阳的10 6 41 光度与绝对星等之间的关系 10 000 100 1 0 01 0 0001 5 25 0 25 4 75 9 75 14 75 光度L L 绝对星等 42 5恒星的辐射与光谱 43 恒星的电磁辐射 44 大气窗口 atmosphericwindow 地球大气阻挡了来自空间的电磁辐射的大部分 仅在射电和光学部分波段较为透明 45 不同辐射波段的太阳 光学 紫外 X射线 射电 46 不同辐射波段的银河系 47 不同波段的旋涡星系M81 光学中红外远红外 X射线紫外射电 48 太阳光谱 典型的恒星光谱 49 恒星光谱的形成 恒星的连续谱来自相对较热 致密的恒星内部 吸收线来自较冷 稀薄的恒星大气 50 Oh BeAFineGuy Girl KissMe Harvard光谱分类 根据恒星光谱中Balmer线的强弱 恒星的光谱首先被分成从A到P共16类 后来经过调整和合并 按照温度由高到低的次序 将恒星光谱分