恒星的观测新

1、第一章第一章 恒星的观测恒星的观测 1.1 辐射基本知识1.2 恒星的距离和大小1.3 恒星的星等1.4 恒星的光谱和赫罗图1.5 双星和恒星质量1.6 天文望远镜1.1 辐射基本知识辐射基本知识1. 电磁辐射 l人们获得天体信息的渠道主要有四种： 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。 LIGOHomestake金矿中微子实验室l电磁辐射是以变化的电磁场传递能量、具有特定波长和强度的波（波动性）。波长范围：0.01 30 m1

2、 ngstrom = 10-10 m(波长)(频率) 光速c = 31010 cms-1l电磁辐射由光子构成（粒子性）光子的能量与频率（或颜色）有关：频率越高（低），能量越高（低）。E = h,其中Planck 常数h = 6.6310-27 erg s-1 PlanckEinsteineVerg1110242. 61l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。 l大气窗口(atmospheric window) 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。 不透明度加州理工大学的位于太平洋夏威夷岛上加州

3、理工大学的位于太平洋夏威夷岛上海拔海拔4200多米人迹罕至的莫纳克亚山上的凯克望远镜。多米人迹罕至的莫纳克亚山上的凯克望远镜。加州理工大学建造，口径达加州理工大学建造，口径达10米。凯克望远镜是米。凯克望远镜是目前世界上最大的望远镜之一，耗资目前世界上最大的望远镜之一，耗资1.3亿美元，亿美元，主要由美国的企业家凯克捐助修建。主要由美国的企业家凯克捐助修建。 LAMOST 中国国家天文台中国国家天文台The Worlds Greatest Optical/Infrared TelescopesThe Worlds Greatest Optical/Infrared Telescopes Tel

4、escopeTelescope Diameter Diameter OwnersOwners CompletedCompleted LocationLocation Altitude Altitude (m)(m) Hale 5 m Caltech, Cornell 1947 California 1900 Keck 2 x 10 m Caltech, U. California, NASA 1993/1996 Hawaii 4100 Hobby-Eberly 9.2 m U. Texas + others 1997 Texas 2100 MMT 6.5 m Smithsonian, U. A

5、rizona 1999 Arizona 2600 Gemini N 8.1 m 1998 Hawaii 4200 Gemini S 8.1 m International (50% US) 2000 Chile 2700 Subaru 8.3 m Japan 1999 Hawaii 4200 Very Large Telescope 4 x 8 m European Southern Obs. 2000 Chile 2600 Magellan 2 x 6.5 m Carnegie Inst., Harvard, MIT 1999/2002 Chile 2700 Large Binocular

6、Large Binocular TelescopeTelescope 2 x 8.4 m2 x 8.4 m U. Arizona + U. Arizona + othersothers 2002/20042002/2004 ArizonaArizona 32003200 云南天文台云南天文台Gamma ray Observ.(Compton)空间红外望远镜空间红外望远镜Spitzer红外望远镜X线波段空间望远镜线波段空间望远镜钱德拉钱德拉X射线卫星射线卫星l费米伽马射线空间望远镜 探测引力波探测引力波2. 黑体辐射（黑体辐射（blackbody radiation） l黑体 (blackbod

7、y) 能吸收所有的外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。 l黑体辐射 具有特定温度的黑体的热辐射。大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示。l黑体发射的热辐射（黑体发射的热辐射（Thermal Radiation）就称为黑）就称为黑体辐射。黑体辐射的特征不能在经典物理框架内解释。体辐射。黑体辐射的特征不能在经典物理框架内解释。l有关黑体辐射的若干实验结论可以很好地用普朗克辐普朗克辐射定律（射定律（Planck law）解释： l（1），普朗克辐射定律），普朗克辐射定律：在热平衡状态下，辐射强度与频率和温度T的关系为：l此式中的Bv(T)称为普朗克函数，常数h称为普朗克常数，T为开尔文

8、温度。在光学中关心辐射的谱分布，即光子能量按频率或波长的分布。 )(112/23TBechvIvkThvl此图是根据普朗克定律所作的不同温度下的热辐射谱曲线，每条曲线有个极大值。 l（2）维恩定律（）维恩定律（Wien law）l由图线可以看出，曲线的峰l值波长随温度的增加而变短（频率增加），即辐射强度l的极大值所对应的波长是l随着温度T的升高向短波l段移动，并且满足下列l关系式：l此式被成为维恩定律。)(28978. 01maxKcmT3，Stefan-Boltzmann定律 单位面积黑体辐射的能量 FT4其中Stefan-Boltzmann常数5.6710 -5 erg cm-2s-1 K

9、-4 l不同辐射波段的太阳光学紫外X射线射电l不同辐射波段的银河系l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l不同温度天体的辐射Omega CentauriSunA dim, young star (shown here in red) near the center of the Orion NebulaRho Ophiuchi3. 电磁波谱和恒星的化学成分电磁波谱和恒星的化学成分 lKirchoff定律 热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱；热的、稀薄的气体产生发射线；连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。 恒星形成区M17中的热气体辐射谱太阳光谱l原子结构

10、和谱线的形成l原子结构：原子核 + 围绕原子核旋转的电子（云）。l（量子化的）电子轨道的大小反映了原子能态的高低。l当电子从高能态跃迁到低能态，原子释放光子，产生发射线；反之产生吸收线。l吸收或发射的光子能量为 hEn2 - En1吸收线的产生过程l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验通过比较太阳光谱和实验室中各种元素的谱线，可室中各种元素的谱线，可以确定太阳大气的化学成以确定太阳大气的化学成分。分。按质量计，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。4. 谱线位移谱线位移 lDop

11、pler谱线位移 (Doppler shift) 由于辐射源在观测者视线方向上的运动而造成接收到的电磁辐射波长或频率的变化。远离（接近）观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长（短），称为谱线红移（蓝移）。 cVr0l谱线致宽 l在没有外界因素的影响时，原子的谱线的自然宽度非常窄。lDoppler致宽辐射源内部原子的无规热运动 辐射源的整体运动（如转动）造成谱线致宽。1.2 恒星的距离和大小恒星的距离和大小 1.恒星距离的测定 (1) 三角视差法 (trignometric parallax) l利用三角法测量恒星的距离 基线越长，可测量的恒星距离越远。 D = B/sin恒星的距离通常以秒差距 (

12、parsec) 或光年 (light year) 作为单位。令a = 1 AU 为平均日地距离（1天文单位），d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) = 3.0861018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文单位 (AU) )pc(1)AU(206265/sinpppaddap天体距离的测量一天体距离的测量一周年视差周年视差l最近的恒星 Centauri Proxima = 0.76d=1.3 pc（4.3 ly）Barnard星= 0.55 d = 1.8 pc (6.0 ly)半人马座比邻星比邻星 l限制 l由于受到地球大

13、气扰动的影响，周年视差的精确测量受到限制。 l地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01lHipparcos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（30-500 pc）的恒星。 2. 视星等视星等m (apparent magnitude)(1)定义l古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先创立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。l星等值越大，视亮度越低。 l天文学家在此基础上建立了星等系统，定义星等相差5等的天体亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差 (100)1/5=100.42.512倍。l星等分

14、别为m1和m2的恒星亮度之比为 F1/F2 = 10-0.4 (m1-m2)m1m2=2.5log (F1/F2)或m =2.5log (F/F0)，其中F0为定标常数。视星等和绝对星等视星等和绝对星等绝对星等的定义是一个天体在绝对星等的定义是一个天体在 距离上的视星等，所以距离上的视星等，所以10秒差距秒差距距离模数距离模数l重新排列对数的关系成为lm M = 5log10d 5 m M = 5log10(d / 10pc)把d0用10pc替换得：天文学家就定义天体视星等和绝对星等的差为天体的距离模数，这样，如果我们观测得到天体的视星等，有用其他办法计算出天体的绝对星等。我们就可以知道天体的

15、距离。然后，给予距离模数 = m M，给出的距离单位是秒差距d = 100.2(m M + 5)由上式得天体的距离为：恒星的光度恒星的光度l恒星的光度：恒星的光度：恒星每秒辐射的总能量叫恒星的光度（Luminosity），用L表示，它反映恒星的真正发光强度。恒星的光度由下式计算： l l其中，光度的单位是瓦特（W）,为斯蒂芬玻耳兹曼（Stefan-Boltzmann）常量，R为恒星的半径。对于温度相同的恒星，恒星的半径越大，恒星的光度越大，绝对星等越小。424eTRL3. 恒星大小的测定恒星大小的测定 (1) 方法 l直接测量法：Michelson干涉法、掩食法（仅对距离近、体积大的恒星适用）

16、。 l间接测量法 根据Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度 L= 4R2T4, 通过测量恒星的光度L和表面温度T就可以得到它的半径R 其中 R = 71010 cm, T = 5770 K。 22/ 1)()(TTLLRR(2) 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 100-1000 R巨星 R 10-100 R矮星R R恒星的大小分布为：10-5 R (中子星) 103 R(超巨星) (2) 恒星的温度和颜色恒星的温度和颜色 l恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低。 l温度越高（低），颜色越蓝（红）。 Rigel Betelgeuse (3) 视星等的种类视

17、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、照相星等和光电星等，在全波段测量得到的星等称为热星等。 UBV测光系统。 U (ultraviolet) -紫外波段星等B (blue) -蓝光波段星等V (visual) -可见光波段星等 ubvy测光系统。UBV滤光片的透光率滤光片的透光率 色指数 (color index) 在不同波段测量得到的星等之差，如U-B, B-V等。由于天体的颜色和辐射谱的形状取决于表面温度的高低，色指数的大小反映了天体的温度。 Stellar Colors and TemperaturesCOLOR INDEX

18、SURFACE TEMPERATURE (K)B intensity/V intensityB magnitude V magnitude1.3-0.2830,0001.00.010,0000.550.656,0000.211.73,000光度与绝对星等之间的关系光度与绝对星等之间的关系10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L绝对星等1.4 恒星的光谱和赫罗图恒星的光谱和赫罗图 1. 恒星光谱 (spectrum)典型的恒星的光谱由连续谱和吸收线构成。 2. 恒星光谱的形成恒星光谱的形成l恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。

19、l吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。3. 恒星的温度与光谱恒星的温度与光谱恒星的表面温度还反映为恒星的特征谱线强度。恒星的分类恒星的分类4. Harvard光谱分类光谱分类 lHarvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出的恒星光谱分类法。 Annie Jump Cannon Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!l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。l后来经过调整和合并，按照温度由高到低的次序，将恒星光谱分成O, B. A, F, G, K, M七种光谱型(spectral type).光谱型 表面温度(K) 颜色 特征谱线 O 30,000蓝强电离He线，重元素多次电离线B20,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，H线A10,000白H线，重元素一次电离线F7,000黄白重元素一次电离线，H线和中性金属线G6,000黄重元素一次电离线，中性金属线K4,000红橙中性金属线，重元素一次电离线M3,000红中性金属线，分子带 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 。(5) 恒星的二元光谱分类恒星的二元光谱分类 l在光谱分类的基础上，结合恒星的光度级分类得到恒星的二元光谱分类 。如太阳的光谱型为G2V。 l由恒星的光谱型可以确定恒星的表面温度和光度，