光谱和恒星的性质.ppt

光谱和恒星的特性，2005年9月，光谱线轮廓(a)一般发射线，看起来均匀的实际线芯力(b)线根据波长按强度或波长展开，光谱线强度随波长而最强，线心最强地向两侧减弱，热移动扩展线(a)原子或其运动扩展光谱线其中f 的定义如下：在经典或Vega等系统(Vega、lira)中，AOV星用作基准星，在Vega等系统中，所有频率都用作0星等。星星的对数尺度反映了人眼对光强度的敏感程度。随着AB的普及，在AB系统中，常量f的源是恒定等级，即标准化流量。维加星和AB星在5500是相同的。在大多数观测中，测量辐射流不是单色，而是对滤波带宽的积分。典型的滤镜有数百到2000个带宽。部分滤波系统的一般精度设计如下： m FX/FX 0.02，V=0mag，具有AOV星绝对辐射流S的可视亮度(Vega类似于星，因此Vega系统中具有ubvrjklmn=0)与Johnson滤波器的有效波长：V对应的值，SV=3.0与太阳G5V星相似的光谱与上图相重叠进行比较。“颜色指数”(ColorIndices)为两个过滤器的星形等差： U-B=mu-MB B-V=m b-mv.左图显示星星分布在u-b和b-v平面上。颜色指数数字大表示红色天体，小表示蓝色天体。在图中，箭头表示星际尘埃红色效果。绝对等级(Absolutemagnitude)是为了表示星星的本质亮度而引入的(与距离无关):M=绝对等级m=视觉等级D=以秒差表示的距离m-M称为距离系数，粘性系数相当于一秒差距的距离是看着地球的轨道半径的角度距离是一个角度秒(1arcsec)。“热等级”(Bolometricmagnitude)mbol是整个带积分的总光度。Mbol=mvb.c .其中b.c .称为热校正，几乎所有星形B.C.0，f形定义为g形b.c.0(因为v形波段的辐射最大)。像十星这样的东西一般不用于星外的天体。上图为以热校正为有效温度的函数(Flower，1996，ApJ)，将绝对恒星转换为太阳的绝对恒星l/l:MB，=5.48，mv，=4.83，将绝对恒星转换为太阳的绝对恒星.(见Cox等：aller satrophysication2000)，吸收和消亡(AbsorptionandExtinction)，要观察地球上天体的辐射流动，至少需要补偿两种效果。在吸收地球大气的情况下，ms，obs在天顶距离观察星星的情况下，在天顶吸收大气，我们在地球大气之外得到与天体一样的ms，corr(假设大气是平行平面层，其精度小于70度)，的典型值是光带4000等于0.3，地球和天体之间的尘埃和气体引起的消亡和吸收。消亡与地球和天体之间的柱密度成正比。对于遥远的天体和星系，所谓的银河系红外卷云(Cirrus)是银河系内尘埃热辐射所产生的消亡的好象征。恩图面是最小的，垂直是最小的。行星际消亡红外线可以用色油(colorexcess)解释。例如，v波段的消失：在这个方程中，“OBS”表示对消亡的观测，“o”表示自身的值，AV和e-v之间的关系是，星系吸收定律是AV和a 由下一页的图引起的。星团的消亡可以像一个看起来比黑体更尖锐的屈光度(U-V和B-V)一样确定。，见平均星际消亡曲线A；h)钙Ca(G)；g；h；k)钠Na(D-1，2)铁Fe(E；c；e；g)镁Mg(b-1，2)氧O2 (a-b-带，a-带)，吸收线是哈佛序列，即Teff的函数，罗马数字表示原子的电离状态(例如，h 表示中性氢，he 表示相当电离)，光谱颜色近似温度的主要特征示例，2.3恒星光度和赫罗，恒星光度直接估计所需距离的数据：M=m-5lg(D/10pc)距离的确定是天文物理学中最基本的问题之一，对于接近的恒星，视差为：1 au/D * *1910年，赫兹普伦和罗素现在在讨论吗？成为希罗图。希罗度表示星星的亮度，作为有效温度的函数。但是希罗多德连接了几乎唯一易于观测的颜色恒星图表，因为大部分恒星颜色是其表面温度变化的单调函数。颜色-星星等是理解天体物理学中恒星演化、确定星系团年龄和金属丰度的重要工具(见下文)。thehertzsprung-Russell diagram，m，r，landtedtotvaryindpendently . twormajorrelationshipsl withtlwithmthmthips，h-r图表，所有相对距离错误小于0.1的Hippacos特定颜色-星形图表。thehrdfromhipparcos、hrdfromhipparcoshrdiagram for 4477 singlestarsfromthehipparcoscataloguewithdistanceprecision offbetterter，he-rodo显示给定温度(或颜色)的星星的不同亮度。因此，哈佛分类必须由光谱、亚型、光度、太阳和维加分别为G2V和A0V类型的主系列哈佛-叶凯土壤摩根-基南的完整分类来补充。对角线(alpha天鹅座)是红色k0 级星，天津4(alpha天鹅座)是A0 a。明度的物理意义稍后会被解释。I a最佳巨星 b亮超级星亮超级星典型超级星子星主星，子星W. d白矮星占所有星的90%，中国名，H-R图的亮度，恒星亮度与半径R和有效温度Teff的关系：因此，同一光谱(与Teff相同)星高星光也就是说，在恒星表面，重力加速度小，吸收线强度和宽度(压力扩大)影响的光谱线形成区域小。因此，巨星、主序星、白矮星通过光谱分析加以区分。数值光谱分析提供了非常精确的有效温度、近似的本质强度、半径和距离。2.4星光谱说明，有效温度Teff重力加速度g=GM/R2光度l化学组成Xi，恒星光谱包含有关恒星大气物理条件的信息。也就是说，根据Saha(萨哈)和Boltzmann方程，我们有以下依赖性：相对电离状态取决于给定电离状态下的Teff和ne(电子密度)，相对分布数仅取决于温度的绝对分布数，Teff，ne和密度或g(恒星光球的重力加速度)吸收线形状取决于温度(线心)和压力(线翼)，反之，密度ne，密度此外，称为振荡器强度(oscillatorstrengths)，由于H=cost和f0，=const，可以通过原子物理学积分。示例：如何使用Sala和Boltzmann公式了解bal-end线强度的变化？如果在此n=2状态下开始，则温度必须足够高，以使相应能量级别布局的数量增加，如大多数星星一样。从k型星到a型星，n=2的布局数越来越多，温度越高，Boltzmann公式系数exp-E(Ly)/kt也增加氢线变强。随着温度的升高(比a型星更热)，中性h原子电离(Saha公式)，n2/n1的数量不断增加，n2的绝对对数却减少，越来越多的h失去电子，氢线就变弱。所有其他线也依赖于温度，确定恒星大气丰度的关键工具被定义为等宽w。等宽宽度是波长单位，几何上说，连续流与等宽相乘所包含的面积等于吸收线或辐射所包含的面积。当量宽度随相应量子状态中离子数的增加而增加。如果光学很薄，这种增加是线性的，对于高密度离子，吸收线开始饱和，当量宽度很少上升。(在此密度下，取决于多普勒展宽)，因此，如果密度较大，阻尼线翼从罗伦斯轮廓开始，等效宽度再次增加，但根据离子数平方根，描述这些特性的曲线在增长曲线图中表示不同的多普勒展宽。除了谱线的形状和等宽外，谱线分离(跳Break)的基本参数Balmer Break DB位于3646，温度是很好的温度指标，约为T=1000K，DB随氢线变化(对于暗星星)，但很容易测量。星形群集，weobservestarclustersstarsallatamedistancedynamicallyboundsameagesamechemicalcompositioncancontain 103106 starsgoaloalos示例中，alpha半人脉片系统距离为1.3pc，自身3.5角秒/年，光谱位移为0.0067%。切线速度为0.0067%，视线速度为20km/s，空间速度=？为什么很难测量遥远恒星的空间速度？由2.6星的基本特性、五个基本参数组成：光度、温度、半径、质量和化学。到目前为止，我们已经直接决定了恒星的半径和质量，以确定恒星的有效温度、亮度和化学存在与否，以确定恒星模型的正确性，它非常严格，可以检查恒星亮度和有效温度之间的关系。受2.6.1恒星半径、望远镜分辨率的限制，以下：直接测量恒星半径至今只有少数原因：大气抖动和衍射指数的微小差异检测点源扩展：对于山的典型天文台，这被称为视觉(seeing)，短暂曝光时间(0.01秒)，地球大气的一般起伏斑点的数量等于望远镜上方扰动元素的数量，斑点的角度大小类似于望远镜衍射的限制。为了比较，在1pc上看太阳一定有角度直径： 和1pc=0.01，因此是一些来源。由于食双星推半径，食双星半径星，大部分星都在双星上，至少有一些双星是食双星，有很容易推的方法。t1食物开始，T2和T3之间是完整的食物，T4食物结束，R2 R1 在股票上，所以我们有：这里的l是围绕star 1的star 2轨道长度，t是轨道周期。假设是圆轨迹，轨道的速度是恒定的，可以由谱线的最大多普勒位移确定。如果已知t，则光度曲线确定l: l=vt，(1)和(2)表达式，如果不知道距离，则确定R2和R1，如果可以观测最大角度间距，则可以将两颗星的绝对间距计算为L=4R2T4eff和由观测流确定的Teff。分光双星、干涉方法侧面固定半径、干涉测量的seeing和光学质量不足，但可以用于区分星星。想象一下除了两个针孔以外，全部覆盖的望远镜。点源生成干涉阵列。其中D0是两个针孔的间距。n=0、1、2。第二个点源在角度gamma中生成类似的图案，但是移动角度gamma的最大位置：如果D0较小，间距介于0和1之间，则最大值：大于gamma，两个图案重叠( 0)。随着D0的增加， 减少，=/(2D0)为0。第二个点源的最大值为1，第一个源的最小干涉图案消失。未显示干涉样式的来源角度间距为：类似的结果(例如两个点源，其间距为圆盘直径的0.41倍)，同样考虑：圆盘。0.411=/2d 0时，可以分离恒星的板块。这通常与望远镜相同，但干涉模式大大扩展，对Seeing有轻微的敏感反应。所以这种方法在望远镜上起作用。2个或更多望远镜(ESOVLT:48m，200m的分离间隔)，可达到非常高的分辨率。第一个成功案例在Keck和VLT中完成。VLT干涉仪顶部，天狼星的“第一条纹”(使用VLTI)，Stellarradii，Angular diameterofsunatdistanceof 10