中科大天体物理学讲义02测量：天体信息的获取

第二章测量：天体信息的获取2.1天体信息的获得1.电磁辐射电磁辐射也就是电磁波。目前绝大部分的天体信息通过这一渠道获得。电磁辐射的频谱范围很广，从波长最短的g射线，到可见光，再到波长很长的微波、射电波等都属于电磁辐射。宇宙空间中的大量电磁辐射给我们提供了最多、最详尽的有关天体的各种信息。望远镜简介望远镜最重要的性能指标一是通光口径，二是分辨率。口径越大，收集到的光越多，看得就越远。分辨率越高，看得也就越清楚。折射望远镜折射望远镜使用透镜作为物镜。由天体来的平行光经透镜折射后在焦平面上成像。由凹透镜作目镜的称Galileo望远镜；由凸透镜作目镜的称Kepler望远镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。由于加工技术限制和吸收严重，折射望远镜口径不能太大。反射望远镜反射望远镜使用反射镜作为物镜。可分为Newton望远镜、Cassegrain望远镜、Gregory望远镜、R-C望远镜和折轴望远镜几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差。反射望远镜的相对口径可以做得较大。现代大型望远镜都采用这种类型。折反射望远镜折反射望远镜由折射元件和反射元件组合而成。主镜为球面镜，用于成像。透镜用于改正像差。折反射望远镜的特点是相对口径很大，光力强，视场广阔，像质优良。2.中微子天体不仅辐射电磁波，还发射大量的中微子。中微子是1932年Pauli在研究b衰变时提出的一种不带电的粒子，Fermi建议命名为Neutrino,意思是微小的中子。目前已经知道，中微子有nenmnt以及相应的反粒子。可能有很小的质量。中微子的特点是与一般物质的相互作用极弱，几乎可以毫无阻碍地穿越任何物质，很难捕捉。对中微子而言，任何物质几乎都是透明的。在恒星内部产生的中微子可以立刻逃逸出去，因此携带了丰富的关于恒星内部的信息。每时每刻都有大量的中微子穿过我们的身体。由于中微子与物质的相互作用极弱，一经产生，就一直存在。因此宇宙中存在有大量的中微子，它们携带了关于宇宙演化的丰富信息。1987年大Magellan星云中的超新星1987A爆发时，地球上的有关实验室探测到了相应的中微子，由此诞生了中微子天体物理学。3.引力波Einstein在1916年建立广义相对论不久，就预言了引力波的存在。近四十年来，有许多国家的科学家（包括中国）致力于探测引力波的工作，至今尚未有肯定的结果。引力波的辐射强度极弱，对于两个质子组成的旋转体系，其辐射的引力波强度只有相应电磁辐射的1/1037，因此，探测非常困难。双星系统可能是一个引力波辐射源。对脉冲双星的观测发现，旋转周期变短与引力波辐射能量导致的周期变短一致。4.宇宙线来自宇宙空间，由各种高能粒子组成的粒子束流称为宇宙线。宇宙线主要由质子（氢原子核）、a粒子（氦原子核）和少量其他原子核以及其他高能粒子组成。宇宙线中有能量极高的粒子，远远超出任何加速器所能达到的能量。宇宙线可能来自银河系，也可能来自银河系外。由于宇宙线高能粒子会与大气中的粒子发生复杂的相互作用，宇宙线观测站往往要设在高山上。如西藏羊八井宇宙线观测站。5.其他途径除了以上几种获得天体信息的主要方式外,我们也可能通过掉在地球上的天体—即陨石来了解天体的有关性质。2.2星等由于人的眼睛对亮度的感受和耳朵对声音的感受类似，服从的是对数规律，即满足公式m2–m1=a(lgE2–lgE1其中m为天体的视星等，E为天体的照度（亮度），a为比例系数。按照现代测量结果，一等星比六等星的实际亮度正好大100倍，可以求出1–6=a(lgE1–lgE6=alg100=2a,a=-2.5规定，一标准烛光在一米处的照度(即1勒克斯，一般看书时的照度以30-100勒克斯为宜，其相应的视星等为-13m.98。天体的视星等不仅取决于它自身的亮度，也与它的距离有关。天体的照度、发光强度和距离满足下列平方反比关系E=I/r2视星等和距离的关系可以表示为m=-2.5lgI+5lgr视星等反映的是我们接收到的天体照度，而不是天体的实际发光强度。不同的天体可以有相同的视星等。为了反映天体的实际发光强度，我们定义天体的绝对星等M为天体位于10秒差距(pc时的视星等m。即当距离r=10pc时，M=m。因此有M=m+5-5lgr绝对星等和视星等之差为距离的函数。不同的探测器在不同的频率处有不同的灵敏度。我们谈及天体的星等时，必须注明是在什么波段，天体在不同波段的星等数是不同的。其差称为色指数。色指数反映了天体的颜色。人的眼睛对黄绿光最为灵敏，用目视方法得到的称为目视星等，记为mv。用照相底片测光得到的称为照相星等，记为mpg。有时照相机前加滤色镜以接近人眼的灵敏度，由此得到的叫做仿视星等，记为mpv。现在通用的是UBV三色星等系统。有效波长分别是365nm、445nm、550nm。（B-V）和（U-B）称为色指数，反映了恒星的颜色。2.3恒星的光谱分类正常恒星的光谱是由连续光谱和叠加在上面的发射线或吸收线组成的。恒星光谱的差别决定于恒星的速度、有效温度、表面重力加速度、元素丰度、磁场等。黑体辐射：峰值波长由温度决定2.4恒星的距离和大小1.视差观测者在两个不同位置看到同一个天体的方向之差称为视差。测量出天体的视差，就可以确定天体的距离。测定太阳系内的天体视差时，我们以地球半径作为基线，即取a为地球半径，所测视差成为周日视差。测定恒星的视差时，通常以日地平均距离A作为基线，所测视差称为周年视差。2.分光视差法所谓分光视差法是利用分光技术获得恒星光谱，根据恒星一些谱线的强度比、宽度及其他特征来推知恒星的绝对星等M，通过恒星光度测量得到恒星的视星等m，然后通过前面给出的星等和距离之间的关系M=m+5-5lgr就可以得出恒星的距离由于星际消光对m和M的测量都有影响，因此用此法测量恒星距离时，必须计及星际消光的修正。这是一个很复杂的问题。3.变星测距三角视差法对100pc以内的距离测量才是比较精确的，因为小于0".01的视差很难测量。分光视差法也只对105pc以内的距离测量有意义。对于更远的距离，必须用别的方法。对于造父变星这样的变星，它的光度和光变周期之间有一个确定的关系，称为周光关系。由测得的光变周期可以求出该星的绝对星等，再测得视星等即可求出距离。往往利用这种方法求河外星系的距离。根据观测发现，对于经典造父变星存在关系：M=-1.80-1.74lgP其中P为周期(天为单位,M为绝对星等。4.恒星的大小恒星的大小即恒星的直径也是恒星的基本参量之一，显然恒星直径的测量比恒星距离的测量更加困难。测定恒星直径通常用如下几种方法。利用恒星干涉仪测出恒星的角直径，然后由距离求出其直径。对于食双星，可以利用食时亮度的变化求出其直径。利用月掩星法可以求出部分恒星的直径。利用光斑干涉测量可以求出恒星的角直径。还可以通过Stefan定律L=4psR2T4,由恒星的光度和表面温度求出其半径。恒星的大小千差万别，但大部分恒星的半径位于太阳半径的0.01~100倍之间。一般而言，恒星半径的数据并不是很可靠。2.5天体的质量质量是天体的重要参数之一。恒星的质量是恒星结构和演化的决定性因素，它决定了恒星演化的最终命运。确定恒星质量的基本方法是利用物理双星的轨道运动通过万有引力定律确定。大部分恒星的质量在太阳质量的1/10到100倍之间。对于双星系统，彼此作互绕旋转运动。利用万有引力定律，可以计算出双星系统的周期P与轨道半长径a之间的关系。要分别求出M1和M2，还必须设法求出两星的质量比。这可以通过测量双星的光谱的红移，确定视向速度及相对质心的轨道长度比，进而确定两星的质量比。还可以利用恒星的质光关系来求恒星的质量。lg(L/L⊙=3.8lg(M/M⊙+0.08星系的质量星系的质量可以用旋转曲线的方法来确定。对于双星系也可以利用Kepler定律确定（和确定恒星质量类似）。不同方法得到的星系质量有较大的差异，引力质量要大于光度质量。这揭示有大量暗物质存在。按目前的认识，普通物质只有暗物质的１／６左右。宇宙中更多的是暗能量（占总量７3％）。2.5天体的年龄天体年龄的确定是一个很有意思的问题。恒星的能量主要是由氢聚变为氦时放出的。当核能源被用完后，恒星也就进入死亡期了。实际上，当其核心的氢有10%-20%聚变为氦时，恒星就进入老年期了。粗略的估算给出恒星的寿命约为t