第四章 太阳系概述 4

1、 第四章第四章 天文望远镜天文望远镜仙女星系，距离300万光年n人们怎样去研究如此遥远的天体？ 4.14.1、人们获得天体信息的渠道 1 1、电磁辐射 电磁辐射 (electromagnetic radiation)宇宙线 (cosmic rays)中微子 (neutrinos)引力波 (gravitational wave)电磁辐射是其中最为重要的一种 Homestake金矿中微子实验室2、宇宙线 天体发出的高能粒子流 主要是电子、质子、粒子（氦原子核）等。 虽然它们运动很快、穿透力强，但由于它们带有电荷，在到达地球表面之前，不仅会和途中物质发生相互作用，而且会受到宇宙空间磁场的影响，不断改

2、变运动方向。因此很难判断它们的真实源头，在使用它所携带信息上有一定困难。 3、中微子 一种以光速运动的基本粒子，其穿透力极强，停止一个中微子的运动要厚达1光年的铅板。很少与其他物质发生相互作用，可以轻易地从天体内部深处跑出来，带出其他媒体无法传递的信息。现在虽可以探测到它的存在，但还没有很有效的设备去了解和研究它所携带的信息。 美国南达科他州一废金矿井深处的中微子探测器美国南达科他州一废金矿井深处的中微子探测器 在那里放置了在那里放置了3838万升全氯乙烯纯净液体，捕捉中微子，万升全氯乙烯纯净液体，捕捉中微子，使氯变氩，记录中微子数量的使氯变氩，记录中微子数量的 。 1.6 kmC2Cl4中微

3、子探测器宇宙线ArArgon Atom100,000 gal. tank金矿Ar 4.引力波 根据广义相对论，引力也可以形成辐引力也可以形成辐射射作为天体信息的来源。 引力是一切物质都具有的属性，其大小和物质的质量成正比。天体运动发出的引力波，会携带天体运动状态的信息。目前，虽有一些间接证据，但还很难直接探测记录。 虽然原则上可以从四种来源搜集天体的信息，但迄今为止最主要的来源仍是电磁辐射。 电磁辐射是由发生区域向远处传播的电磁场。 它以变化的电磁场传递能量、是具有特定波长和强度的波（波动性） 波长范围：0.01 30 m 1 ngstrom = 10-10 m(波长)(频率) 光速c = 3

4、1010 cms-1n根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电、红外、光学、紫外、X射线和射线等波段，可见光又可分解为七色光 2、大气窗口(atmospheric window)n 地球被一层厚厚的大气层包围，为我们提供了充足的氧气、适宜的温度，保护人类免受来自太空的不速之客，如流星、粒子辐射等等的袭击。但同时这层“面纱”吸收了大部分波段的电磁波，宇宙中的各类天体发射着从波长106米-10-14米范围内的电磁辐射 ,地面上只能通过两个窗口光学和射电去观察星象。50年代人造卫星的上天，使得天文学从地面观测跃进到空间观测，从狭窄的光学波段、射电波段扩展到整个电磁波谱。 不透明度 n不同辐射波段的太阳

5、光学紫外X射线射电n不同辐射波段的银河系 4.2、 天文望远镜 在电磁辐射中，通常肉眼可见的星光一直是天文学发展的基本来源。光学望远镜 的分类 1、折射望远镜： 利用光线通过凸透镜的折射聚光形成光路。 2、反射望远镜： 利用曲面反射镜聚光形成光路。 3、折反射望远镜： 用球面反射镜为聚光主镜，在主镜前加一特殊形状的改正透镜， 用来改进球面镜的成象条件。1、折射望远镜 1）伽利略式：正像，视场小，不能安装叉丝。 2）开普勒式：视场大，便于安叉丝，反像。 物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。 n1608年荷兰的眼镜商汉斯.里帕席根据学徒的偶然发现，制成了第一架望远镜。n1609年，伽利略制成

6、了两架最早的天文望远镜 ，发现了望远镜具有“增加聚光本领和放大视角”的作用。 n伽利略把自制的口径4.5厘米，放大倍率33倍的望远镜指向天空，很快发现了月球上的环形山、围绕木星运转的四颗卫星、金星的盈亏现象、日面上的黑子、银河由无数暗弱恒星构成等现象。 n德国的开普勒（1571-1630）在伽利略制成天文望远镜 后两年，提出了一种新型的望远镜，这种望远镜被称为开普勒式望远镜。n伽利略式：以凸透镜做物镜，凹透镜做目镜。成正像，制造简单造价低廉，普通观剧镜多采用这种光学系统。缺点是视场小、放大率小、不能在目镜端加装十字丝。目前在天文观测中不采用这种类型的望远镜。n开普勒式：以凸透镜做物镜，凸透镜做

7、目镜。是将物镜所成的实像用凸透镜组的目镜放大，获得倒像，由于其视场大，在目镜组中可以安装十字丝或动丝，天文观测中多采用此种类型的望远镜。 1717世纪望远镜刚出现时，不仅口径较小，世纪望远镜刚出现时，不仅口径较小，而且成像质量相当差。因为当时的物镜都是而且成像质量相当差。因为当时的物镜都是单透镜，像差，特别是其中的色差非常严重，单透镜，像差，特别是其中的色差非常严重，它使观测到的天体不能呈现出清晰的像，而它使观测到的天体不能呈现出清晰的像，而是带五颜六色光圈的像斑。是带五颜六色光圈的像斑。 这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发现，当透镜曲率变小，焦

8、距变长人们已经发现，当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小，成像质量就比较好。于时，色差就会减小，成像质量就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的望远镜。是天文学家相继采用长焦距的望远镜。n1673年，波兰的赫维留（年，波兰的赫维留（1611-1687）制成了一架长达）制成了一架长达46米的米的望远镜，吊在望远镜，吊在30米高的桅杆上，米高的桅杆上，要许多人用绳子拉着它起落升要许多人用绳子拉着它起落升降。降。消色差折射镜的出现n牛顿从理论上弄清了色差的成因，但错误的做出折射物镜色差无法消除的结论。由于牛顿极高的威望，不少人盲从了他的观点。直到18世纪30年代，英国数学家C.M.霍尔发现，用冕牌

9、玻璃作凸透镜，用火石玻璃作凹透镜，所制成的复合透镜能消除色差。由于消色差折射物镜的制成，人们再也不用为减少色差而拼命加长物镜的焦距了。从此后，折射望远镜的镜筒便大大缩短了。 1897年制造的1.02米（美国叶凯士天文台）的折射镜仍是世界之最。 2 2、反射望远镜、反射望远镜1）主焦点式：反射镜为抛物面2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的双曲面镜4）RC系统：凹双曲+凸双曲（改进型）5）折轴式：加入几块平面镜使光束从极轴方向射出 反射望远镜的主焦点式反射镜为抛物面 牛顿式反射镜为球面镜卡塞格林式抛物面、凸的双曲面镜。折轴式牛顿反射望远镜n为了根本消除色

10、差，牛顿干脆不用光的折射特性，而用反射特性。n1668年，他制成了第一架反射望远镜，物镜是凹球面金属镜，物镜焦点前装一块和光轴成45 的平面反光镜，将星光反射到镜筒一边，用目镜观察。赫歇尔的望远镜n17811781年年3 3月月1313日，英国日，英国天文学家威廉天文学家威廉. .赫歇尔赫歇尔（1738-18221738-1822）用他自）用他自制的口径制的口径1515厘米的反射厘米的反射镜发现了天王星，把太镜发现了天王星，把太阳系的尺度扩大了一倍。阳系的尺度扩大了一倍。n发现了天王星后，赫歇发现了天王星后，赫歇尔磨制的望远镜口径越尔磨制的望远镜口径越来越大，他是使反射镜来越大，他是使反射镜大

11、型化的始祖大型化的始祖。n1789年赫歇尔制成当时世界上最大的望远镜。口径1.22米，焦距12.2米。 n 这是国家天文台兴隆观测站的这是国家天文台兴隆观测站的2.162.16米光学望远镜。它的米光学望远镜。它的光学系统包括一个有焦比为光学系统包括一个有焦比为f/9f/9的的R-CR-C光学系统和焦比为光学系统和焦比为f/45f/45的的Coude(Coude(折轴折轴) )系统。这架望远镜主要用于光电观测和光谱观系统。这架望远镜主要用于光电观测和光谱观测。测。 n卡焦(R-C)系统的焦距为1944cm，视场11”.61,加改正镜后可达53，配有CCD，可直接成像和中色散的光谱拍摄。n折轴系统

12、的焦距为9720cm， 3、折反望远镜1）施密特式： 球面反射镜+复杂的折射改正透镜。2）马克苏托夫式： 球面反射镜+弯月形折射改正透镜。 为了使视场边缘的星象没有渐晕，一般反射镜为改正镜口径的1.5倍。 施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密特望远镜有效视场可达5度。 它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，同样口径下，比其它望远镜的视场大，像质优良，一般施米特望远镜有效视场可达5度。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射

13、卡塞格林系统，镜筒可非常短小。 世界上几乎所有的全天照像星图都是施密特望远镜完成的。世界上最大的施密特望远镜是卡尔施瓦茨希尔德天文台1340/2000望远镜 。 施密特望远镜 帕洛马天文台帕洛马天文台 1.221.22米施密特望远镜米施密特望远镜5050年代对北天进行了年代对北天进行了照像巡天，对亮于照像巡天，对亮于2121m m的天体全部拍了照片，的天体全部拍了照片，每张照片是每张照片是6.6.6 66.6.6 6，这就，这就是著名的是著名的“帕洛马天帕洛马天图图”，它对天体物理，它对天体物理和天体测量工作都有和天体测量工作都有极大的推动作用。极大的推动作用。 位于智利的欧洲南方天文台的施密

14、特照位于智利的欧洲南方天文台的施密特照相仪（相仪（1000/16201000/1620）19721972年年一、师大天文台望远镜简介一、师大天文台望远镜简介 1、曾宪梓楼天文台 主镜： 反射望远镜 卡塞格林系统 （ RC系统：凹双曲+凸双曲） D:40cm F:600cm 附镜： 折射望远镜 开普勒式 D:15cm F:198cm 配有: 照相机、光谱摄谱仪、投影仪2、科技楼天文台主镜： 折反射望远镜 施密特-卡塞格林系统 D:40cm F:400cm 电脑控制存储有： M - 梅西叶星表 S - 行星与恒星 CNGC - 新天体表 可做 ccd照相 ，不能白天观测 。 3、物理楼天文台主镜：

15、 折射望镜 D:13cm F:195cm导星镜：折射望远镜 D:3cm F:50cm 手动： 利用刻度盘寻找天体 可以自动跟踪 4.3、望远镜的性能 天文光学望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先要看望远镜的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。 望远镜的光学性能指标，主要有六个参量: 有效口径 相对口径(光力) 放大率 贯穿本领(极限星等) 分辨本领 视场 1）口径 D I D 2 物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越多越能观测到暗弱的天体。 口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是

16、因为望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（r2）成正比。 此两幅照片曝光时间相同，此两幅照片曝光时间相同，但下面的照片所用望远镜的口但下面的照片所用望远镜的口径大两倍。径大两倍。2 2）相对口径）相对口径 A A： A = DA = DF F 望远镜的光力也叫相对口径，即口径D 和焦距F之比， A=D/F 。 光力A的倒数叫焦比(1/A= F/D)。 师大科技楼望远镜的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力 A=1/10。 光力 (A)： 望远镜的光力大，观测有视面天体（如太阳、月亮、行星、彗星、星系和星云等）越有利，因为观测到天体的亮度与光力A2成正比。例如，天文学家

17、为了研究太阳的精细结构和细致的活动情况，需要通过望远镜呈现出一个大而明亮的太阳像，这需要口径大，焦距长的望远镜来观测。又如彗星观测，要研究它的形状，彗头、彗尾等结构也需要用光力大的望远镜。 相反，对于恒星的研究，望远镜的口径大、光力小 ，才能观测到更暗弱的星。 3）分辨角）分辨角 ： 分辨角：两天体的像刚刚能被分开时，它们所对应的是天球上两点的角距离。 根据光的衍射原理，分辨角为： （弧度） = 1.22/D 式中D为望远镜的口径；为入射光的波长 若分辨角用角秒为单位 (1弧度=206265)波长用目视观测最敏感的=555nm代入，则有： = 140 / D(mm) 波长用照相观测最敏感的=4

18、40nm代入，则有： = 110 / D(mm) 科技楼望远镜D=400mm, = 140/400=0.35(理论值) 兴隆2.16m望远镜D=2160mm, = 140/2160=0.06(理论值) 由于地球大气存在湍流影响加上望远镜的光学镜面会有像差，所以实际的分辨本领远低于理论值。 望远镜的口径越大,分辨本领越高,越能分辨天体的更细结构，则能观测更暗、更多的天体。nTwo comparably bright light sources become progressively clearer when viewed at finer and finer angular resolutio

19、n. Detail becomes clearer in the Andromeda Galaxy(M31) as the angular resolution is improved some 600 times, from (a) 10, to (b) 1, (c) 5, and (d) 1. 4）放大率）放大率 G： 目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦距F2之比，即 G= F1/F2 一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗， 像变得模糊。 常用的目镜的焦距为10mm左右

20、，用它配在焦距800 mm 的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放大率。 5）视场）视场 ： 望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望远镜的视场，用角度（）表示，与放大率G成反比 。tan = tan / G （目镜望远镜） 为目镜对应的角直径，称为目镜视场， G为放大率。 不同的目镜有不同的 ，如科技楼望远镜配有三种目镜： 为52 、为67 、为84 若采用常用为52 , f = 20mm的 目镜， 则G=4000/20=200 = arctan (tan52/200 )= 0.37 =22.0 若采用 为67 的目镜，f = 9mm, = ?若采用 为84 的目镜，f=4.7mm,

21、= ? 视场视场 望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差，成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜，这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。 施米特望远镜的焦距比较短，更主要的是它的光学系统的像差消得比较好，故它的视场可达十几度。一般反射望远镜的视场小于1度。The Keck Telescopes拍摄的图像拍摄的图像6）极限星等）极限星等（贯穿本领）m： m = 2.1 + 5log D 理想条件下，通过望远镜能看的最暗的星等为望远镜的贯穿本领(极限星等)。它反映了望远镜观测天体的能力。 对于目视望远镜,它的极限星等可以用经验公式计算： m = 2.1 +

22、 5log D 例：科技楼望远镜 D=400mm, m = 2.1+5log400 = 15.11 (理论)衡量望远镜性能的重要参量衡量望远镜性能的重要参量 使用望远镜的主要目的： 1、聚光本领： ID2 2、分辨本领：1.22D 因此，衡量望远镜的重要参量是口径。例题：1、 在俄罗斯SAO 天文台的6米望远镜分辨率是多少？解：由于分辨角=1.22/D ，分辨角=140/D(mm) = 140/6000 =0.023.2、我们用肉眼可以分辨月球上的“危海”（直径520km）吗？（月球的角直径为31 线直径为3475km）答：可以， 520/3475= X/31 X = 4.6人眼睛的分辨率为1

23、，所以可以用肉眼分辨出月球上的“危海” n3、为什么有些恒星用蓝光观测时能够被分解为双星,而用红光观测时却不可以?n解：这是由于望远镜的分辨率（分辨角的倒数）与口径成正比,而与观测的波长成反比,其表达式为: 分辨角=1.22/D, 式中为波长, D为望远镜的口径。显然，望远镜对于波长较短的蓝光的分辨率较高. 4、一个大个儿的黑苍蝇落在了一台口径5cm的望远镜的物镜上，当一个观测者用它观测月亮他会见到什么？ 解：望远镜的焦平面对于附着在物镜表面上的任何物体都是不成像的，故观测者在观测时对于落在物镜上的苍蝇应该毫无知觉，但是如果这只苍蝇足够大，由于它的挡光会使得望远镜所成的像变暗些。 总复习：一、

24、天球上的基本点圈和天球坐标：一、天球上的基本点圈和天球坐标： 天极、天赤道；黄极、黄道；天顶、真地平；四方点、子午圈、卯酉圈；二分点、二至点。 1、地平坐标：2、时角坐标： 3、赤道坐标：4、黄道坐标：二、天体的周日视运动：二、天体的周日视运动：1、hp = 不同纬度处的观测者所见天体周日视运动轨迹不同2、永不下落天体 （900） 永不上升天体 （900）3、天体的中天 上中天：Z 下中天：Z1800（ ）三、时间1、m= t + 12h = m m = t - t m = tm + 12h m s =3m 56s /天 s = tr （地方性 ；日界线） 2、测时：s = + t； 任一天体

25、过中天时（t=0）：其 = s m = tm + 12h = （s m） + 12h 3、时间换算： S = S0+M（1+）； M = M0+S（1-） s = S0+（m-）（1+）+ s = S0 +（Th Nh ）（1+）+ m = M0+（s-）（1-）+四、天体位置的估计1、已知：日期（）；地点（）； 时间（m）；估算： 、利用：s = + t= + t ：可查天文年历，也可自己推算 = 0h （3.21） = 6 h（6.22） =12h（9.23） = 18h（12.22） Z = ；= - Z2、已知：天体（、t）； 估算：日期（）；时间（m）；地点（） S = + t = + t m = t + 12 h Z =-； = z +3、利用天球仪：4、求地理经纬度（、）的方法： 例如：已知某日太阳（恒星）过中天的时刻及高度（、m、z）可估算：、 S = + t= + t； m = t + 12h ； Z = ； m- m =； m M = 五、时间服务：1、世界时：UT 影响世界时的因素：极移、地自转不均匀。 世界时的三种系统：UT0； UT1； UT22、历书时：ET 以地球的公转为依据建立的时间系统。）3、原子时：TAI 利用原子