天体物理03_光谱能够告诉我们什么

1、第三讲一、光谱能够告诉我们什么？二、距离的测量一、光谱能够告诉我们什么？ 太阳光经过棱镜后被分为七色光 波长从400nm-700nm(纳米） 可以近似用黑体辐射来确定恒星表面温度。依据：维恩位移定律最大的辐射所对应的波长与辐射源的温度成反比。 如果以开尔文温标量度温度，以纳米为波长单位，有：T6103最大维恩位移定律太阳的观测曲线和5800K的黑体辐射谱的比较 黑体辐射另一重要定律：斯忒潘玻耳兹曼定律 其中，E是单位时间单位面积的辐射能量。 例如： 一颗表面温度为30，000度的蓝星上单位面积的辐射功率是太阳的54倍，即625倍。4TE 太阳光谱 在太阳连续光谱的上面有许许多多的粗细不等、分布

2、不均的暗黑线，共有2万多条。怎样解释？连续光谱和吸收线 基尔霍夫光谱三定律（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现） 炽热的固体、液体或高压气体发出连续光谱； 低压稀薄炽热气体发出某些单独的明亮谱线，即发射线； 较冷的气体在连续光源前面产生吸收谱线。连续谱 发射线吸收线黑体星云气体1、太阳会产生连续光谱，它一定是非常致密（相对与稀薄气体而言）的天体，是固体、液体或者是密度极高的气体。（太阳平均密度1.409g/cm3）2、太阳光谱上有吸收线，可以推断太阳是被一层由稀薄气体构成的大气包围着。恒星光谱的形成：连续光谱来自相对较热、致密的恒星内部。吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。（1）光谱与温度 温度

3、对谱线强度有重要影响： 温度决定了大量原子中有多大比例在激发态上，有多大比例在电离状态。因而，通过一些特征谱线进行比较，可以找到该光谱相应的温度。 以656.3nm的氢谱线为例。这是氢从第三能级到第二能级的跃迁谱线。所以，只有在处于第二能级原子比较多时， 才出现较强656.3nm吸收线。 如果温度太低，原子间碰撞太弱，大部分原子处于基态； 而温度太高，碰撞太强烈，大部分原子将被电离； 只有温度适中（约10000k）时， 656.3nm吸收线才比较强。光谱型 对温度和光谱关系的认识，使人们能够按照温度的高低将各种光谱整理分类。Spectral classes Approximate surfac

4、e temperature (K)O40,000B20,000A10,000F7,500G5,500K4,500M3,000 哈佛分类法： O Oh, h, B Be e A A F Fine ine G Girl,irl, K Kiss iss M Me!e! 每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。 太阳的光谱型为G2 O型蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦中性氦和氢线 二次电离碳氮氧线较弱。 B型蓝白色。氢线强中性氦线明显无电离氦线 但有电离碳氮氧和二次电离硅线。 A型白色。氢线极强氦线消失出现电离镁和电离钙线。 F型黄白色。氢线强但比A型弱。 电离钙线大大增强变宽出现许多金属线。 G型黄色

5、。氢线变弱金属线增强电离钙线很强很宽。 K型橙色。氢线弱金属线比G型中强得多。 M型红色。氧化钛分子带最突出金属线很强氢线很弱。各光谱型的颜色和主要光谱特征 通过分析光谱型得到的恒星表面温度比用黑体辐射得到的更准确些。 原因原因:恒星只是近似的黑体，光谱型则与温度有精确的对应关系。 （2）光谱与化学组成除了温度，对谱线强度有很大影响的还有各种元素的含量。 当恒星的大气温度已知时，温度对谱线强度的影响可以考虑进去。这样，就可以根据光谱中吸收线的强度来决定恒星大气的各种元素的丰度（即各种元素的比例）。 谱线与恒星的化学成分 不同元素的原子具有不同的结构，因而有不同的特征谱线。 通过比较太阳光谱和实

6、验室中各种元素的谱线，可以确定太阳大气的化学成分。太阳大气：按质量计，约70%H, 28% He和2%重元素。按数目计，90.8%H, 9.1%He和0.1%重元素。 （3）光谱与磁场塞曼效应：19世纪末物理学家发现在均匀磁场中，原子辐射产生的某一条发射谱线要分裂为两条或三条，分裂程度与磁场强弱有关。天文学家利用塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场的设备。 太阳是唯一的一颗能给出表面磁场分布的恒星。 （4）光谱与恒星的自转 在没有外界因素时，原子的谱线的自然宽度非常窄。谱线展宽的主要原因是多普勒效应。 谱线的宽度可以给我们恒星的自转的信息。cVZr00 多普勒效应（观测波长真正波长）/真正波长速度

7、/光速 定义红移量：恒星自转引起的谱线展宽。 自转引起的多普勒展宽很独特，可以与其他因素产生的展宽区分开来。 发出辐射的原子的无规则热运动可以导致谱线展宽。原子的运动随温度升高而加快，所以这种类型的谱线展宽在热星上特别显著。小 结 黑体辐射 表面温度，单位面积辐射功率 光谱型 表面温度 吸收线强度 表面大气的化学组成 吸收线的分裂 磁场 吸收线的宽度 自转速度 二、恒星距离的测量 三角视差法 造父变星法 红移方法例：某恒星视差为0.01 ,则该恒星距离为 秒差距。（1）三角视差法三角视差法ppd周年视差：隔半年两次观测同一颗星，其视位置会发生变化；变化的角度 称为周年视差，简称视差。秒差距（p

8、c）：视差 等于1角秒时，距离 为1秒差距，记为1pc。ppdAUpc265,2061100半径半径1 1厘米厘米1角秒角秒2 2千米千米 最近的恒星:半人马座星，视差为0.76 如果我们站到这个恒星上看，日地距离只有0.76角秒的张角！ 1角秒角秒地球轨道太阳半径半径1AU1pc 德国 贝塞尔 1838年 天鹅座61星， 0.314 (今测值0.294 ) 英国 亨德森 1839年 半人马座星， 0.91 (今测值0.76 ) 俄国 斯特鲁维 1840年 织女星， 0.26 “ (今测值0.13 ) 1543年，天体运动论发表，300年后才开始测出恒星视差！ 三角视差法的局限性A、由于受到地

9、球大气扰动的影响，周年视差的精确测量受到限制。 B、地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01。C、Hipparcos卫星 （1989年8月发射）角分辨率达到0.002， 测量了距离500pc以内 约100万颗恒星的距离。 二、恒星距离的测量 三角视差法 造父变星法 红移方法光度(L) 对于温度为T的黑体辐射： 其中，L是单位时间辐射的能量，是斯忒藩-玻耳兹曼常数，R是恒星的半径。424TRL恒星表面都可近似认为是黑体辐射。 视星等 视星等：公元前2世纪古希腊希帕恰斯首先用肉眼估计了星的亮度，按明暗程度分成等级（6级）。 1850年，普森注意到，星等和亮度有一定的关系，1等星比6等星大约亮100

10、倍，相邻2个星等亮度差2.512倍。取零星等亮度E为单位1，有普森公式：m=-2.5lgE。(m为视星等)恒星得到观测者的强度与距离的平方成反比。（离恒星距离为d1和d2的地方单位面积接受到的功率分别是L/4d12 和L/4d2 2） 恒星离我们越远越暗。例：天狼星视星等是-1.45等，距离为2.7秒差距，绝对星等1.5等。太阳视星等达到-26.7等，绝对星等才只有4.83等。 绝对星等 视星等不是恒星真实发光能力。 把恒星移到10秒差距处再比较它们的亮度（视星等）, 其视星等叫做绝对星等（M）。 M m 5 5lgp （2）造父变星法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

11、它们为恒星。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， 成为一种类型造父型变星。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，有各类变星，造父变星是特殊的一类。造父变星的光变曲线： 变化周期几天至几月造父变星的周光关系：美国女天文学家勒维特发现，造父变星的光度（绝对星等）与光变周期的对数成正比关系。测出造父变星的光变周期，利用周光关系曲线，可知造父变星的绝对星等。 再由关系式 M m55lgp，算出造父变星的距离。由于造父变星是黄色的超巨星，可以看到星团以及邻近星系的造父变星。所以这种方法可测定星团、星系等的距离。非常遥远星系不可能观测其造父变星，造父变星测距法只能测邻近星系（ 108pc ）的距离。（3）红移方法0HrHV0 1929年，哈勃通过测定40多个邻近星系的红移和距离提出了著名的哈勃定律：即河外星系视向退行速度（千米/秒）和距离（兆秒差距）成正比：其中， 是哈勃常数： 73千米/(秒兆秒差距）cVZ00 据多普勒效应，有：红移量Z可以从光谱中测出，我们可以得到星体的退行速度。 这样，可以进一步求出距离。红移方法可以用来求遥远星系、类星体的距离。距离范围距离范围 测定方法测