《走近天文》校本课程

1、走近天文校本课程规划一、校本课程的背景天文学是现代基础学科之一，尤其在21世纪人类已进入航天科技时代，学生更应掌握和拥有必要的天文学知识。然而在我国目前高中还没有开设天文课，这是我国基础教育的一项空白。不利于学生的全面发展，而且还使一些未设学科的人才（如天文学、教育学等）学不到起码的知识，耽误了人才的成长。二、校本课程的目的本校本课程以开设，目的在于给学生的自主学习方面提供了广阔的发展空间，丰富学生的天文知识，形成学生多元化的知识结构，帮助青少年树立正确的宇宙观与辩证唯物主义的世界观，学会客观看待事物，科学地分析问题，探索在高中普及天文教育的实施之路。高中阶段的学生，经过小学和初中教育，已具有

2、一定的独立能力，其个性也越来越向着不同的方向发展。因此，校本课程设置的一个首要原则就是“个性化”，从而为学生发展志趣特长提供一个广阔的空间。校本课程，是个性化教学的重要标志，为今后学生的专业选择提供了大方向。校本课程的教学内容要为了更好地满足学生的不同需要而设置的，内容要求是思想性、趣味性、知识性的统一。三、校本课程的主要内容本课题研究的主要内容是天文校本课程教学。天文课课程设置为天文教学活动提供的可行性依据。天文校本课程教学内容涉及最基本的一些天文常识和各种天体的有趣知识，重点讲述天文基础知识，恒星及其演化，星系与宇宙等，以及介绍天文学历次取得的突破性成果所依据的科学思想与方法，通过教学不断

3、完善课程设置计划。通过校本课程总结出适合中学现阶段教育的天文活动模式。四、可能遇到的困难及解决办法课题可能遇到的困难：主要是面对必修课和选修课的课时安排已满，无法在学校课表中安排天文校本课，教学方面不能实施最初统一的教学计划，可以解决办法：通过讲座的形式进行，形成了校本课的模式。老师可以传授天文基础知识，进行天文教学。讲座力求生动有趣，深入浅出。五、校本课程开设的意义以学生能力和兴趣与社会需要相结合而编制的课程安排，有利于拓宽学生知识面，培养他们的创造性思维、激发学习积极性，并有利于他们培养终身学习的意识和习惯，鼓励他们培养个人奋斗的精神。因此开设天文校本课是高中必修课的重要补充，是教育可持续

4、发展的必然要求，提高我国中学生素质和新课程改革的迫切需要。目录第一章天文简史1.1古代天文学发展1.2近代天文学发展1.3现代天文学与展望第二章宇宙环境2.1宇宙起讫问题与假说2.2宇宙天体类型2.3恒星2.4恒星演化2.5其他天体类型第三章宇宙中的地球3.1地球在宇宙中的位置3.2太阳系（构成、太阳对地球的影响）3.3月球和地月系3.4地球的运动及其地理意义第四章天体力学4.1万有引力定律4.2万有引力定律运用4.3其他天体力学现象第五章历法5.1历法概论5.2阴历5.3阴阳历5.4阳历第六章四季星空6.1星座简介6.2春季星空6.3夏季星空6.4秋季星空6.5冬季星空一、背景分析天文学是现

5、代基础学科之一。21世纪人类已进入航天科技时代，掌握和拥有必要的天文学知识成为学生的必须。我国目前高中还没有开设天文课，这对一些热衷于天文探索的学生是一项空白。高中地理必修教材也涉及到部分内容，但是远远满足不了学生的需求。开设天文校本课是高中必修课的重要补充，是教育可持续发展的必然要求，提高我国中学生素质和新课程改革的迫切需要。二、课程目标知识与能力:丰富学生的天文知识，形成学生多元化的知识结构，（具体化）过程与方法：科学地分析问题，探索在高中普及天文教育的实施之路。情感态度价值观：帮助青少年树立正确的宇宙观与辩证唯物主义的世界观，学会客观看待事物。三、校本课程的主要内容内容要求体现思想性、趣

6、味性、知识性的统一。天文课课程设置为天文教学活动提供的可行性依据。教学内容主要包括以下内容：天文常识和各种天体的有趣知识，重点讲述天文基础知识，恒星及其演化，星系与宇宙等，天文学历次取得的突破性成果所依据的科学思想与方法，通过教学不断完善课程设置计划。天文观测活动。通过校本课程总结出适合中学现阶段教育的天文活动模式。四、课程开设计划面上必修课和选修课的课时安排已满，无法在学校课表中安排天文校本课，教学方面不能实施统一的教学计划，可通过讲座的形式进行。教学时间：12学时考核方式：问卷调查阶段性测验总叙专题一宇宙概况专题二恒星专题三太阳系专题四日食和月食专题五月球和地月系专题六四季星空专题七时间和

7、历法专题八星系和星团专题九望远镜附录参考文献总叙天文学是研究宇宙内所有天体和散布其中的一切物质的起源、演化、组成、距离和运动的科学，主要通过观测天体发射到地球的辐射，发现并测量它们的位置、探索它们的运动规律、研究它们的物理性质、化学组成、内部结构、能量来源及其演化规律。天文学的分类天体测量学：是天文学中最先发展起来的一个分支。其主要任务是研究和测定天体的位置和运动，建立基本参考坐标系和确定地面点的坐标。天体力学：是研究天体运动和天体形状的科学，以万有引力定律为基础。天体物理学：主要研究包括作为整体的宇宙在内的各种天体的性质和结构。四大文明古国与天文学古埃及是四大文明古国之一，典型的水力帝国。受

8、宗教影响极大，举世闻名的金字塔就是古埃及人对永恒观念的一种崇拜产物，也是法老王的陵墓，目前埃及共有八十余座金字塔，其中最大的一座是胡夫金字塔。除了金字塔以外，狮身人面像、木乃伊也是埃及的象征。古埃及拥有相当水准的天文学知识，天文学观测和记录由祭司负责，他们通过观测太阳和大犬座a星（即天狼星）的运行制定历法，即科普特历。古埃及使用太阳历的做法是世界上最早的，这种日历和我们今天所使用的差不多。古埃及人把一年分为3个季节，每季4个月，他们还发明了水钟及日晷（即以太阳的倒影来计时）这两种计时器，把每天分为24小时。古埃及人把黄道恒星和星座分为36组，在历法中加入旬星，一旬为10天，这与中国农历的旬的概

9、念类似。美索不达米亚文明是世界发源最早的文明之一（又称两河文明）发源于底格里斯河和幼发拉底河之间的流域苏美尔地区（中下游地区）。美索不达米亚是古巴比伦的所在，在今伊拉克共和国境内。两河文明的历法很有特色。在苏美尔阿卡德时代，制定了太阴历，以月亮的阴晴圆缺作为计时标准，定每个月29或30天，12个月为1年（6个月为29天，6个月为30天），每年354天，并发明闰月，通过置闰月的办法调整。开始依靠经验置闰，后来先后有8年3闰和27年10闰的规定。把一小时分成60分。在亚述时期，确定了今天星期的名称和7天1周的规定。在天文学方面，已经能够区别恒星和五大行星，还观察到黄道。古印度（公元前2500-前1

10、500年），又译天竺。在其佛教、文学、哲学、艺术、科学等，对世界文化影响深远。在天文学上，由于农业生产的需要，古印度很早就创立了自己的阴阳历。我国古代天文学从原始社会就开始萌芽了。公元前24世纪的尧帝时代，就设立了专职的天文官，专门从事“观象授时”。我国最早的天象观察，可以追溯到好几千年以前。无论是对太阳、月亮、行星、彗星、新星、恒星，以及日食和月食、太阳黑子、日珥、流星雨等罕见天象，都有着悠久而丰富的记载，观察仔细、记录精确、描述详尽、其水平之高，达到使今人惊讶的程度，这些记载至今仍具有很高的科学价值。这表明远在公元前14世纪时，我们祖先的天文学已很发达了。举世公认，我国有世界上最早最完整的

11、天象记载。我国是欧洲文艺复兴以前天文现象最精确的观测者和记录的最好保存者。古希腊（公元前800年-公元前146年），起源于欧洲南部，地中海的东北部，包括今巴尔干半岛南部、小亚细亚半岛西岸和爱琴海中的许多小岛。公元前5、6世纪，特别是希波战争以后，经济生活高度繁荣，产生了光辉灿烂的希腊文化，因此古希腊人在哲学思想、历史、建筑、文学、戏剧、雕塑等诸多方面有很深的造诣。这一文明遗产在古希腊灭亡后，被古罗马人延续下去，进而成为整个西方文明的精神源泉在希腊化时期产生四位著名的天文学家，他们的研究成就影响深远。第一位是被誉为“希腊化时代的哥白尼”的天文学家阿里斯塔克（310230BC）,他第一个尝试测量地

12、球和太阳之间的距离，并正确提出地球的面积小于太阳，他甚至天才地提出太阳中心说，认识到地球和行星围绕太阳旋转并进行自转。第二位是埃拉托色尼，他是历史上第一个用正确的数学方法准确测出地球周长和直径，通过观察太阳高度的变化测量出黄道倾角的人，其测出的地球周长只比今测赤道周长少385.13公里。同时，埃拉托色尼也是首先使用“地理学”名称的人，从此代替传统的“地方志”，写成了三卷专著。埃拉托色尼还用经纬网绘制地图，最早把物理学的原理与数学方法相结合，创立了数理地理学。第三位是毕迪尼亚的希帕库斯，作为“方位天文学之父”的他发明了“天文数”概念，发现了岁差现象，编造了西方历史上第一个记载恒星的星表，并测定了

13、上千座恒星并划亮度，算出月球直径及其与地球距离的近似值。第四位是对后世影响很大的天文学家托勒密，古希腊天文学家、地理学家和光学家。托勒密写下了一系列科学著作，他创立的地球中心说主张地球处于宇宙中心，且静止不动，日、月、行星和恒星均环绕地球运行。托勒密这个不反映宇宙实际结构的数学图景，却较为完满的解释了当时观测到的行星运动情况，并取得了航海上的实用价值，并代表希腊天文学和宇宙学思想的顶峰。在以后近两千年内，托勒密学说被奉为天文学的“圣经”中世纪和欧洲近代的天文学浑天仪是浑仪和浑象的总称。浑天仪浑仪是测量天体球面坐标的一种仪器，而浑象是古代用来演示天象的仪表。它们是我国东汉天文学家张衡所制的。浑仪

14、模仿肉眼所见的天球形状，把仪器制成多个同心圆环，整体看犹如一个圆球，然后通过可绕中心旋转的窥管观测天体。尼古拉哥白尼1473年出生于波兰。40岁时，哥白尼提出了日心说，并经过长年的观察和计算完成他的伟大著作天体运行论为了防止教会的迫害，这本巨著直至他去世时才正式出版。哥白尼的“日心说”沉重地打击了教会的宇宙观，这是唯物主义和唯心主义斗争的伟大胜利。哥白尼是欧洲文艺复兴时期的一位巨人。他用毕生的精力去研究天文学，为后世留下了宝贵的遗产。伽利略伽利雷(1564-1642),他是近代实验科学的先驱者，是意大利文艺复兴后期伟大的天文学家、力学家、哲学家、物理学家、数学家。也是近代实验物理学的开拓者，被

15、誉为“近代科学之父”他首先提出并证明了同物质同形状的两个重量不同的物体下降速度一样快，他反对教会的陈规旧俗，由此，他晚年受到教会迫害，并被终身监禁。他以系统的实验和观察推翻了亚里士多德诸多观点。因此，他被称为“近代科学之父”“现代观测天文学之父”、“现代物理学之父”他的工作，为牛顿的理论体系的建立奠定了基础。曲人世畀你垂的对订开普勒(1571-1630)是德国著名的天体物理学家、数学家、哲学家。他首先把力学的概念引进天文学，他还是现代光学的奠基人，制作了著名的开普勒望远镜。他发现了行星运动三大定律，为哥白尼创立的“太阳中心说”提供了最为有力的证据。他被后世誉为“天空的立法者”。开普勒第一定律，

16、也称椭圆定律；也称轨道定律：每一个行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。开普勒第二定律，也称面积定律：在相等时间内，太阳和运动中的行星的连线（向量半径）所扫过的面积都是相等的。开普勒第三定律，也称调和定律；也称周期定律：各个行星绕太阳公转周期的平方和它们的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。牛顿（1643-1727）,是一位英国物理学家、数学家、天文学家、自然哲学家和炼金术士。他在1687年发表的论文自然哲学的数学原理里，对万有引力和三大运动定律进行了描述。在光学上，他发明了反射式望远镜，并基于对三棱镜将白光发散成可见光谱的观察，发展出了颜色理论。在数学上，牛顿发展出了与莱布

17、尼茨不同的微积分学。十八十九世纪的天文学光谱（Spectrum）是复色光经过色散系统（如棱镜、光栅）分光后,被色散开的单色光按波长（或频率）大小而依次排列的图案，全称为光学频谱。光谱中最大的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人类大脑视觉所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色。由于每种原子都有自己的特征谱线，因此可以根据光谱来鉴别物质和确定它的化学组成.这种方法叫做光谱分析.红移在物理学和天文学领域，指物体的电磁辐射由于某种原因波长增加的现象，在可见光波段，表现为光谱的谱线朝红端移动了一段距离，即波长变长、频率降低。红移的现象目前多用

18、于天体的移动及规律的预测上。在19世纪80年代以前，所有的小行星都是用目视方法发现的，观察者仔细地把望远镜视场中的每一颗星与事先准备好的星图相对比，寻找那些星图中没有的、缓慢移动着的亮点。最后通过一段时间的定位观测，用天体力学定出它的轨道后，确定下一颗新的小行星。二十世纪至今赫罗图(Hertzsprung-Russeldiagram，简写为H-Rdiagram)是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗

19、图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M七种，要记住这七个类型有一个简单的英文口诀OhbeAFineGirl/Guy.KissMe!射电望远镜(RadioTelescope)是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录、处理和显示系统等。乔治伽莫夫(G.Gamov,1904-1968)是俄国著名的物理学家和天文学家。1928-1932年先后在丹麦的哥本哈根大学和英国剑桥大学师从著名物理学家玻尔和卢瑟福从事研

20、究工作。他早年在核物理研究中取得出色成绩，1940年代，伽莫夫与他的学生拉尔夫阿尔菲一道，将相对论引入宇宙学，提出了大爆炸宇宙学模型。“大爆炸宇宙论”认为：宇宙是由一个致密炽热的奇点于137亿年前一次大爆炸后膨胀形成的。1929年，美国天文学家哈勃提出星系的红移量与星系间的距离成正比的哈勃定律，并推导出星系都在互相远离的宇宙膨胀、/说。宇宙微波背景辐射(又称3K背景辐射)是一种充满整个宇宙的电磁辐射。特征和绝对温标2.725K的黑体辐射相同。频率属于微波范围。宇宙微波背景辐射产生于大爆炸后的三十万年大爆炸宇宙学说认为，发生大爆炸时，初始宇宙的温度是极高的，在之后慢慢降温，直到现在约150亿年后

21、，大约还残留着3K左右的热辐射。浩瀚的宇宙魅力无穷，他吸引着无数的科学志士为之求索探秘。千百年来,人们为了认识天体和宇宙的奥秘，不屈不挠的探求着。伟大的波兰天文学家哥白尼有一句名言：“人类的天职是勇于探索”，我国古代诗人屈原说过：“路漫漫，其修远兮，吾将上下而求索。”可见探索宇宙是人类永恒的科学主题。正是人类一代接一代的探索和辛勤的观测研究，谱写了源远流长的天文学史。如今人类的思想和行动早已飞出地球和太阳系，正迈着时代的步伐向更深层次进军，是天文学从满了生机和活力。21世纪，我们新一代人应当继承和发扬优良传统，担起重铸天文学的重任。“浑仪”是我国古代的一种天文观测仪器。在古代,蛋壳，出现在天上

22、的星星是镶嵌在蛋壳上的弹丸，地球则是蛋黄，人们在这个蛋黄上测量日月星辰的位置。因此，把这种观测天体位置的仪器叫做“浑仪”日晷又称“日规”，是我国古代利用日影测得时刻的一种计时仪器。通常由铜制的指针和石制的圆盘组成。叫做“晷面”，安放在石台上，呈南高北低，使晷面平行于天赤道面，这样，晷针的上端正好指向北天极，下专题一宇宙概况宇宙，是我们所在的空间，“宇”的本义是指“上下四方”。宇宙，又是我们所在的时间，“宙”的本意就是指“古往今来”。一、人类对宇宙的探索历程1、中国对宇宙的探索浑”字含有圆球的意义。古人认为天是圆的，形状像铜制的指针叫做“晷针”，垂直地穿过圆盘中心，起着圭表中立竿的作用，因此，晷

23、针又叫“表”，石制的圆盘端正好指向南天极。在晷面的正反两面刻划出12个大格,每个大格代表两个小时。当太阳光照在日晷上时，晷针的影子就会投向晷面，太阳由东向西移动，投向晷面的晷针影子也慢慢地由西向东移动。于是，移动着的晷针影子好像是现代钟表的指针，晷面则是钟表的表面,以此来显示时刻。漏刻是我国古代一种计量时间的仪器。最初，人们发现陶器中的水会从裂缝中一滴一滴地漏出来，于是专门制造出一种留有小孔的漏壶，把水注入漏壶内，水便从壶孔中流出来，另外再用一个容器收集漏下来的水,在这个容器内有一根刻有标记的箭杆，相当于现代钟表上显示时刻的钟面，用一个竹片或木块托着箭杆浮在水面上，容器盖的中心开一个小孔，箭杆

24、从盖孔中穿出，这个容器叫做“箭壶”。随着箭壶内收集的水逐渐增多，木块托着箭杆也慢慢地往上浮，古人从盖孔处看箭杆上的标记，就能知道具体的时刻。后来古人发现漏壶内的水多时，流水较快，水少时流水就慢，显然会影响计量时间的精度。于是在漏壶上再加一只漏壶，水从下面漏壶流出去的同时，上面漏壶的水即源源不断地补充给下面的漏壶，使下面漏壶内的水均匀地流人箭壶，从而取得比较精确的时刻。2、国外对宇宙的探索哥白尼(NicolausCopernicus,1473T543),波兰天文学家、日心说创立者，近代天文学的奠基人。哥白尼经过长期的天文观测和研究，创立了更为科学的宇宙结构体系日心说，从此否定了在西方统治达一千多

25、年的地心说。日心说经历了艰苦的斗争后，才为人们所接受，这是天文学上一次伟大的革命，不仅引起了人类宇宙观的重大革新而且从根本上动摇了欧洲中世纪宗教神学的理论支柱。“从此自然科学便开始从神学中解放出来”“科学的发展从此便大踏步前进”(恩格斯自然辩证法)。哥白尼著有阐述日心说的天体运行论(1543年出版)，由于受到时代的局限，在日心说中保留了所谓“完美的”圆形轨道等点。其后开普勒建立行星动三定律，牛顿发现万有引力定律，以及行星光行差、视差相继发现，日心说遂建立在更加稳固的科学基础上。开普勒(1571-1630),德国天文学家。1600年，开普勒到布拉格多年积累的观测资料，仔细分析研究，发现了行星沿椭

26、圆轨道运行，并且提出行星运动三定律(即开普勒定律)，为牛顿发现万有引力定律打下了基础。他的主要著作有宇宙的神秘、光学、宇宙和谐论、哥白尼天文学概要、彗星论和稀奇的1631年天象等。其中，在宇宙和谐论中，开普勒找到了最简单的世界体系，只需7个椭圆就可以描述天体运动的体系了；在彗星论中，他指出彗星的尾巴总是背着太阳，是因为太阳排斥彗头的物质造成的，这是距今半个世纪以前对辐射压力存在的正确预言；此外，开普勒还发现了大气折射的近似定律。爱因斯坦(1879-1955),举世闻名的德裔美国科学家，现代物理学的开创者和奠基人。十九世纪末期是物理学的变革时期，他的量子理论对天体物理学、特别是理论天体物理学都有

27、很大的影响。理论天体物理学的第一个成熟的方面恒星大气理论，就是在量子理论和辐射理论的基础上建立起来的。爱因斯坦的狭义相对论成功地揭示了能量与质量之间的关系，解决了长期存在的恒星能源来源的难题。近年来发现越来越多的高能物理现象，狭义相对论已成为解释这种现象的一种最基本理论工具。其广义相对论也解决了一个天文学上多年的不解之谜，并推断出后来被验证了的光线弯曲现象，还成为后来许多天文概念的理论基础。爱因斯坦对天文学最大的贡献莫过于他的宇宙学理论。他创立了相对论宇宙学，建立了静态有限无边的自洽的动力学宇宙模型，并引进了宇宙学原理、弯曲空间等新概念，大大推动了现代天文学的发展。20世纪科学的智慧和毅力在霍

28、金的身上得到了集中的体现。他对于宇宙起源后10-43秒以来的宇宙演化图景作了清晰的阐释.宇宙的起源：最初是比原子还要小的奇点，然后是大爆炸，通过大爆炸的能量形成了一些基本粒子，这些粒子在能量的作用下，逐渐形成了宇宙中的各种物质。至此，大爆炸宇宙模型成为最有说服力的宇宙图景理论。然而，至今宇宙大爆炸理论仍然缺乏大量实验的支持。二、宇宙的组成宇宙是物质的，物质以各种形态存在的，聚集态的构成星体，弥散态的构成星云，即云雾状的天体，弥散于广漠的星际空间，极其稀薄称星际物质，包括星际气体和星际尘埃，所有这些物质统称为天体。1、星体星体指宇宙中的恒星、行星、卫星、流星、彗星等恒星是在熊熊燃烧着的星球。一般

29、来说，恒星的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故，星光才显得那么微弱。古代的天文学家认为恒星在星空的位置是固定的，所以给它起名“恒星”意思是“永恒不变的星”可是我们今天知道它们在不停地高速运动着，比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星离我们实在太远了，以至我们难以觉察到它们位置的变动。恒星发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来,恒星表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息

30、来。2、星云星际物质在宇宙空间的分布并不均匀。在引力作用下，某些地方的气体和尘埃可能相互吸引而密集起来，形成云雾状。人们形象地把它们叫做“星云”。按照形态，银河系中的星云可以分为弥漫星云、行星状星云等几种。弥漫星云正如它的名称一样，没有明显的边界，常常呈不规则形状。它们的直径在几十光年左右，密度平均为每立方厘米10-100个原子（事实上这比实验室里得到的真空要低得多）。它们主要分布在银道面（HOTKEY）附近。比较著名的弥漫星云有猎户座大星云、马头星云等。三、宇宙的形成宇宙大爆炸学说1932年勒梅特首次提出了现代宇宙大爆炸理论：整个宇宙最初聚集在一个“原始原子”中，后来发生了大爆炸，碎片向四面

31、八方散开，形成了我们的宇宙。美籍俄国天体物理学家伽莫夫第一次将广义相对论融入到宇宙理论中，提出了热大爆炸宇宙学模型：宇宙开始于高温、高密度的原始物质，最初的温度超过几十亿度，随着温度的继续下降，宇宙开始膨胀。1965年，彭齐亚斯和威尔逊发现了宇宙背景辐射，后来他们证实宇宙背景辐射是宇宙大爆炸时留下的遗迹，从而为宇宙大爆炸理论提供了重要的依据。他们也因此获1978年诺贝尔物理学奖。20世纪科学的智慧和毅力在霍金的身上得到了集中的体现。他对于宇宙起源后10-43秒以来的宇宙演化图景作了清晰的阐释宇宙的起源：最初是比原子还要小的奇点，然后是大爆炸，通过大爆炸的能量形成了一些基本粒子，这些粒子在能量的

32、作用下，逐渐形成了宇宙中的各种物质。至此，大爆炸宇宙模型成为最有说服力的宇宙图景理论。然而，至今宇宙大爆炸理论仍然缺乏大量实验的支持。宇宙学的最重要结论之一，是由观察到的星系红移现象和哈勃定律所推论得到宇宙正在膨胀的结论。由这个宇宙正在膨胀的结论，若将时间反推，就可以得到另一个结论：宇宙开始于一个时空奇点。这是一个须要相当的抽象数学基础才能理解的概念，是有可能符合现实的时空模型。这个推论使得大爆炸理论开始发展，并成为当今宇宙学的研究主流。根据该理论“时间=0”的时空起点估计距今约在137亿(13.7X109)年前，误差2亿年。但是，这个估计数据的正确性是基于大爆炸理论的模型也是正确的前提。红移

33、：光的多普勒效应：大多数恒星的光谱里，在紫外光部分都有两条暗线，被钙气吸收所致，可是遥远星系里的两条暗线悄悄移向红端，这种现象叫红移。星系距离越远，红移越显著，甚至移到红光一端。这种某频率谱线的位移现象说明天体正在与观测者作相对运动。光谱发生红移(波频率降低波长变长)天体退行，反之，紫移，接近测天体视向速度的方法。多普勒效应：由于波源和观察者之间有相对运动，使观察者感到频率发生变化的现象，叫做多普勒效应火车的汽笛声在列车向你奔驰而来时，音调会变高，掠你而过时声音马上就会低沉下来。这并不意味着声源发生变化，由于声源与观测者的相对运动所致。哈勃定律：1929年美国的天文学家哈勃研究星系光谱发现，谱

34、线红移是一个普遍现象，若把这看作多普勒效应的结果，除本星系群的少数星系外，所有星系都以很高的速度背离我们飞驰远去，星系退行的速度同他的距离成正比，Vsd。河外星系的视向退行速度与距离成正比，即距离越远，视向速度越大。奇点：是一个密度无限大、质量无限大、时空曲率无限高、热量无限高、体积无限小的“点”。宇宙大爆炸学说：150亿年前，整个宇宙一片黑暗，突然有一天，宇宙发生大爆炸，宇宙的构成物质是一种密度非常大的物质，温度极高，此时宇宙中只有中子、质子、电子、光子和微子等基本粒子形态的物质，由于高温和物质极不稳定，宇宙不断膨胀，当宇宙年龄10-44秒时，温度达到1032摄氏度，经过10-34秒时，突然

35、发生巨大爆炸，体积扩大1029倍，温度随球体爆炸迅速下降，大爆炸30万年，温度达到3000摄氏度，宇宙开始变得透明，开始形成化学元素。四、黑洞黑洞：是根据现代的物理理论和天文学理论，所预言的在宇宙空间中存在的一种天体区域。黑洞是由一个质量相当大的天体，在核能耗尽死亡后发生引力塌缩后形成。根据牛顿万有引力定理，由于黑洞的第一宇宙速度过大连光也逃逸不出来，故名黑洞在此区域内的万有引力非常强大，任何物质都不可能从此区域内逃逸出去，甚至光线都被它强大的引力拉回，因此黑洞不会发光，不能用天文望远镜看到，是黑漆漆的天体，但天文学家可借观察黑洞周围物质被吸引时的情况，找出黑洞位置。“黑洞”很容易让人望文生义

36、地想象成一个“大黑窟窿”，其实不然。所谓“黑洞”，就是这样一种天体：它的引力场是如此之强，就连光也不能逃脱出来。根据广义相对论，引力场将使时空弯曲。当恒星的体积很大时，它的引力场对时空几乎没什么影响，从恒星表面上某一点发的光可以朝任何方向沿直线射出。而恒星的半径越小，它对周围的时空弯曲作用就越大，朝某些角度发出的光就将沿弯曲空间返回恒星表面。等恒星的半径小到一特定值（天文学上叫“史瓦西半径”）时，就连垂直表面发射的光都被捕获了。到这时，恒星就变成了黑洞。说它“黑”，是指它就像宇宙中的无底洞，任何物质一旦掉进去，“似乎”就再不能逃出。黑洞的形成那么，黑洞是怎样形成的呢？其实，跟白矮星和中子星一样

37、，黑洞很可能也是由恒星演化而来的。我们曾经比较详细地介绍了白矮星和中子星形成的过程。当一颗恒星衰老时，它的热核反应已经耗尽了中心的燃料（氢），由中心产生的能量已经不多了。这样，它再也没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以在外壳的重压之下，核心开始坍缩，直到最后形成体积小、密度大的星体，重新有能力与压力平衡。质量小一些的恒星主要演化成白矮星，质量比较大的恒星则有可能形成中子星。而根据科学家的计算，中子星的总质量不能大于三倍太阳的质量。如果超过了这个值，那么将再没有什么力能与自身重力相抗衡了，从而引发另一次大坍缩。这次，根据科学家的猜想，物质将不可阻挡地向着中心点进军，直至成为一个体积趋于零、

38、密度趋向无限大的“点”。而当它的半径一旦收缩到一定程度（史瓦西半径），正像我们上面介绍的那样，巨大的引力就使得即使光也无法向外射出，从而切断了恒星与外界的一切联系“黑洞”诞生了。黑洞的特性与别的天体相比，黑洞是显得太特殊了。例如，黑洞有“隐身术”，人们无法直接观察到它，连科学家都只能对它内部结构提出各种猜想。那么，黑洞是怎么把自己隐藏起来的呢？答案就是弯曲的空间。我们都知道，光是沿直线传播的。这是一个最基本的常识。可是根据广义相对论，空间会在引力场作用下弯曲。这时候，光虽然仍然沿任意两点间的最短距离传播，但走的已经不是直线，而是曲线。形象地讲，好像光本来是要走直线的，只不过强大的引力把它拉得偏

39、离了原来的方向。专题二恒星一、恒星的形成和演化恒星也像人一样有出生、成熟、衰落和死亡的过程。但是恒星的一生要经历几千万年，甚至100亿年以上的蛮长时间。相对于恒星漫长的演化岁月，人的一生只是微不足道的瞬间，那么人们是怎样认识恒星的一生呢？人们可以同时观测到不同年龄的恒星，有孕育之中的原始星胎、刚刚形成的原恒星、年少的主序前星、精力充沛的壮年主序星，还有老年红巨星和濒临死亡的白矮星、中子星以及黑洞。恒星的演化历程主要取决于两个重要的因素：初始质量和它的化学成分。恒星的初始质量和化学成分决定了它的演化历程、演化速度和最终的归宿。恒星的化学成分是通过分析恒星光球光谱而得到的。（一）原恒星质量很大的星

40、云在自身引力的作用下很快的经历收缩、密集、升温的过程。当星云的质量达到1万倍太阳质量时，由于密度分布不均匀而变得不稳定，密度足够大的星云区收缩快，导致大型分子星云分裂、瓦解成许多中等分子云。随着中等分子云的收缩和密度的增加，又可能破碎成许多更小的分子云。这些小分子云中密度较大者能吸引周围更多的气体和尘埃，并随着引力收缩，内部温度骤升，在星云不断收缩过程中引力能转化为热能。当温度达到2000K时，一部分氢分子变为氢原子导致了中心核不稳定，再次发生塌缩。第二次塌缩形成的新核，称为原恒星。从星际云到形成原恒星的过程大约需要200万年。（二）主序前星原恒星诞生后，在自身引力的作用下继续收缩，半径逐渐减

41、少到太阳2半径尺度时，反应逐渐加剧，中心温度继续迅速增加，星体开始闪烁发光。但是原恒星阶段内部还没有发生热核反应，它们辐射的能量是外部物质下落释放的引力能转变成的。此时，内部没有达到流体静力学平衡，在它的表面还要承受外部物质不断下落造成的压力。恒星内部的物理条件发生了极大的改变，物质的密度由原始星云的10-i8g/cm3,增加到大约1g/cm3,也就是说增加了一百亿亿倍。经过一定的演化时间后内部的压强逐渐增大，最终能阻止塌缩。这是总质量不再增加，当星体内部逐渐达到流体静力学平衡，内部气体处于完全对流状态，这时原恒星成长为少年星，叫做主序前星。处于主序前演化阶段的恒星，内部温度较低，约为3000

42、5000K。在此温度情况下，尚未发生热核反应。恒星的主要能量是靠引力能的释放，一部分用以维持向外的辐射，另一部分用于增加内部的热能，使内部温度不断升高。主序前星的质量越大演化得越快，到达主序星的时间也越短。（三）主序星当恒星的内部温度达到1500万K时，氢聚变为氦核的热核反应开始全面地发生。由于核反应产生的巨大的辐射能使恒星内部压力增强到足以和引力相抗衡，恒星进入一个相对稳定的时期，达到完全的流体静力学平衡状态，这个时期的恒星称为主序星。不同质量的恒星待在主序星阶段的时间有很大的不同。恒星的质量越大，氢消耗的越快，待在主序星的时间就越短。一个太阳质量的恒星为100亿年，30个太阳质量的为100

43、万年，0.5个太阳质量的为1000亿年。（四）红巨星当恒星走到主序星阶段的尾声时，此时恒星呈红色，为红巨星。（五）恒星的归宿1、白矮星白矮星的体积只有地球这么大，不过它的质量却和太阳差不多，因此它的密度大的惊人，质量和太阳类似的恒星，在进入红巨星阶段后，内核会逐渐收缩，成为白矮星，而外壳在强烈的辐射作用下会继续向外膨胀，成为行星状星云。光度低，表面温度较高，呈白色。质量0.21.1m，质量极限1.44m，温度550040000K。2、中子星，中子星的体积比白矮星还要小的多，直径只有几十公里，而质量却比两个太阳还大。质量极限23m，半径1020km。表面密度109kg/m3,中心1018kg/m

44、3。3、黑洞，质量再大一点的恒星，在经过超新星爆发后，核心区域则可能会形成一个黑洞。黑洞（blackhole）这个词是1967年才由著名物理学家惠勒（JohnWheeler）提出来的。质量，角动量和电荷。黑洞无定律。二、恒星的测量（一）恒星的距离三角视差法距离的量度是最基本但也是极困难的工作7r址*/1D-lAU/sinFLAU/P/1*/2.相对P益賊*:逵川少#HRJfMfr鮭恒上的越鬣P为视差（弧秒），D为距离比邻星0.76”，4.3光年织女星0.12”，27光年天狼星0.37”，8.8光年是人类宇宙距离测量阶梯的第一步（二）恒星的绝对星等与光度光度：恒星内部产生的能量，不断向表层转移，

45、最终从恒星表面逸出，射向太空。光度为恒星的能量发射率，即整个星面每秒释放的能量。照度：对于接受天体辐射的人眼或仪器来说，单位时间入射到其单位面积的能量。表示某处感应器感应到的恒星的能量。亮度：我们看起来恒星的明亮程度。实际上就是照度。星等：1850年普森（pogson）把星等跟光度计测出的亮度作比较，发现星等相差5等，亮度之比约为100，因此有公式mm二Klg（EE）1221星等系统：目视星等、照相星等、光电星等星等相差5等，亮度相差100倍。视亮度之间的关系：E/E=2.512m-nnm视星等：指肉眼或通过天体辐射接收器所观测到的恒星亮度。不能客观底反映恒星真正的发光强度。m=-2.5lgE

46、绝对星等：把恒星亮度归算到10pc处，所得的星等。M二-2.5lgE0视星等与绝对星等的关系：M二m+5-5lgr（三）恒星的光谱光谱（Spectrum）是复色光经过色散系统（如棱镜、光栅）分光后，被色散开的单色光按波长（或频率）大小而依次排列的图案，全称为光学频谱。光谱中最大的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人类大脑视觉所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色。由于每种原子都有自己的特征谱线，因此可以根据光谱来鉴别物质和确定它的化学组成.这种方法叫做光谱分析.恒星连续辐射随波长的分布，近似于温度等于恒星有效温度的黑体辐射能量的分布

47、，因而恒星的连续光谱也随光谱型而变化。恒星的光谱分析在天体物理学中占有重要地位，它可以定性或定量的测定恒星的化学成分，直接或间接的确定恒星的表面温度、光度、直径、质量、磁场。研究恒星的视向运动和自转。1918年-1924年，哈佛大学天文台发表的对全天亮于8.5m的性的恒星光谱的分类沿用至今，其光谱序列：0型：蓝星，有效温度4000030000K。参宿一B型：蓝白星，有效温度3000010000K角宿一A型：白星，有效温度100007500K牛郎星F型：黄白星，有效温度75006000K老人星G型：黄星，有效温度60005000K太阳K型：红橙星，有效温度50003500K大角星M型：红星，有效

48、温度35002500K心宿二要记住这七个类型有一个简单的英文口诀OhbeAFineGirl/Guy.KissMe!从O型到M型，恒星的温度由高到低，其中每一个光谱型又分为10个次光谱型。O型A型B型的星温度较高称为早型星，而K型M型的星温度较低称为晚型星。82-g,22.COD14.IKOlO.OCO7,2005COD3MK2.5SC我何他段3對溫足I20世纪初丹麦天文学家赫茨普龙和由美国天文学家罗素分别研究了大量恒星的温度与它的光度（绝对星等）之间的关系。他们以绝对星等（光度）为纵轴，以光谱类型（恒星的表面温度）为横轴作图，发现恒星在光谱一光度图中有一定的规律。此图对研究恒星的分类和演化起了

49、重要的作用，人们称此图为赫一罗图（简称H-R图）。（四）恒星的大小和质量1、恒星大小的测量方法：干涉法，月掩星法，对食双星法2、观测结果；恒星的直径相差很大，大的有太阳直径的几百倍甚至一两千倍，小的只有不到太阳直径的十分之一。3、恒星的质量比较难以测定。目前能直接测定的恒星只有双星，可以根据两个星互相绕转的运动规律，直接测定其质量。专题三太阳系飞抵太阳系上空，鸟瞰整个太阳系的壮丽景象，那些大行星都在自西向东也就是逆时针围绕太阳转，它们绕太阳转的路线也就是天文学家常说的轨道也挺圆，再看看，它们基本都在一个平面上围绕太阳转悠。这就是行星运动三个主要特性。正因为行星运动具有同向性、近圆性、共面性，才

50、使当年的天文学家在地球上能分辨出它们是太阳系的成员。在太空中看，八大行星（2006年8月24日在捷克首都布拉格举行的国际天文学联合会26届大会投票表决，部分通过新的行星定义，放弃将冥王星之外的太阳系八大行星称为“经典行星”的说法，确认太阳系只有金星、土星、木星、水星等八颗行星，冥王星被排除在行星之外，“降级”成为“矮行星”）都在自己的轨道上按部就班地运动。但在地球上看其它行星运动，问题有点儿复杂。我们把在地球上看到的行星相对太阳、相对星空背景的运动叫行星视运动。行星相对星空背景视运动点1、行星视运动路径总在黄道附近；2、行星有时顺行，有时逆行；3、顺行时间长，逆行时间短；4、由顺行转为逆行或由

51、逆行转为顺行的转折点称为“留”，行星在“留”前后移动缓慢，好像静止似的；5、行星视运动都有周期性，各行星的周期长短不同。地内行星相对于太阳的视运动上合一东大距一下合：昏星下合一西大距一上合：晨星水星的大距：1828金星的大距：4548F舍a地内厅星的拥珊1610年，伽利略首次用望远镜发现金星跟月亮一样有盈亏相位变化。与月球不同的是，地内行星相位还随着角径大小显著变化。朔（下合）附近角径最大，望（上合）附近角径最小金星的角径最大时为最小时的6.4倍；水星为2.6倍。发现意义：地内行星相位和角径变化的发现是日心说的有力证据之一；说明行星只是反射日光，本身不发光。地外行星相对于太阳的视运动合一东方照

52、一冲：前半夜可见冲：整夜可见冲一西方照一合：后半夜可见行星相对星空背景的运动，行星会合周期，行星绕太阳公转一周时间叫“恒星周期”；在地球上看到的相对星空背景的行星运动是行星公转和地球公转的复合运动，叫“会合运动”。行星相邻两次合（或冲）经历的时间叫“会合周期”。地内行星会合周期经历过程：上合一顺行东大距一顺行上合东大趾逆行逆行下合地内行星大冲行星会合周期和公转周期概念不同的，比如水星公转周期87.969日留一逆行下合一逆行留一顺行西大距顺行上合合周期115.88日金星公转周期224.701日会合周期583.92日。行星运动的会合周期S的近似计算是（E为地球的公转周期，T为欲求行星的公转周期）：

53、地内行星1/S=1/TT/E;地外行星1/S=1/ET/T在太阳系中，除了包括地球在内的八大行星之外，还有许多绕太阳运动的小行星、矮行星，来去匆匆的彗星和飘浮在宇宙中的流星体。小行星发现史：1801年第一颗小行星被发现1807年4颗1850年57颗1879年200颗1891年322颗（照相技术应用之前）1902年500颗1922年1000颗今天约100000颗以上小行星的分类被分为近地小行星、主带小行星、特洛伊族小行星、远距小行星。截止到2009年3月23日，全世界共发现近地小行星6083颗（阿坦型504颗，阿波罗型3030颗，阿莫尔型2549颗），包括潜在危险小行星（轨道与地球轨道最近距离小

54、于0.05天文单位且绝对星等亮于22等）1040颗。发现的海王外天体为1093颗。1928年，张钰哲教授在美国发现了一颗小行星，永久编号为1125，被命名为“中华星”。研究小行星的意义在于研究太阳系起源的重要信息；计算大行星质量，以及它们之间距离的标竿；为可能发生的撞击提供预报；富含矿产资源的宝库。专题四日食和月食（一）日食月壳丸阳由J月芫卿珠运动的轴道甲面和地球紐阳远动的轴道平面有一啊左后的夹SU黄,因此日億和月儀井不是每哗月都盘发生日食是指当日、月、地运动到一条直线上，且位置为日月地，地球运动到月亮的半影或本影区时，会出现太阳的全部或部分被月亮挡住的现象叫日食.地球运动到月亮的本影区时，太

55、阳完全被挡住，此时出现日全食；地球运动到月亮的半影区时，太阳的一部分被挡住，此时出现日偏食；地球运动到月亮的伪本影时，太阳的中间部分被挡住，此时出现日环食.发生日食需要满足两个条件：1、日食总是发生在朔日（农历初一）。不是所有朔日必定发生日食，因为月球运行的轨道（白道）和太阳运行的轨道（黄道）并不在一个平面上。白道平面和黄道平面有59的夹角。2、太阳和月球都移到白道和黄道的交点附近，太阳离交点处有一定的角度（日食限）日食限是指在朔日，使日食成为可能时月球中心与黄道和白道的交点之间的角距离极限，在下限（1521）以内必发生日食，在上限（1831）以外无日食。对于日食的观测而言，无论是日偏食、日全

56、食或日环食，时间都是很短的。在地球上能够看到日食的地区也很有限，这是因为月球比较小，它的本影也比较小而短，因而本影在地球上扫过的范围不广，时间不长，由于月球本影的平均长度（373293公里）小于月球与地球之间的平均距离（384400公里）就整个地球而言，日环食发生的次数多于日全食。根据月球圆面同太阳圆面的位置关系，可分成五种食象：初亏，食既，食甚，生光，复圆。日全食与日环食都有上述5个过程，而日偏食只有初亏、食甚、复圆3个过程，没有食既、生光。日全食之所以受重视，更主要的原因是它的天文观测价值巨大。科学史上有许多重大的天文学和物理学发现是利用日全食的机会做出的，而且只有通过这种机会才行。最著名

57、的例子是1919年的一次日全食，证实了爱因斯坦广义相对论的正确性。爱因斯坦1915年发表了在当时看来是极其难懂、也极其难以置信的广义相对论，这种理论预言光线在巨大的引力场中会拐弯。人类能接触到的最强的引力场就是太阳，可是太阳本身发出很强的光，远处的微弱星光在经过太阳附近时是不是拐弯了，根本看不出来。但如果发生日全食，挡住太阳光，就可以测量出来光线拐没拐弯、拐了多大的弯。机会在1919年出现了，但日全食带在南大西洋上，很遥远，也很艰苦。英国天文学家爱丁顿带着一支热情和好奇心极强的观测队出发了。观测结果与爱因斯坦事先计算的结果十分吻合，从此相对论得到世人的承认。日全食时的天空可观测的天体情况：土星

58、在太阳的正东面，非常接近地面大部分人从未见过的水星就在太阳的东面旁边，非常明显金星和火星在太阳的西边，在地面看来，已经在西边天空；全天最亮的恒星天狼星，在南方天空非常著名的亮星云集的冬季星座猎户座，在正南方天空高高悬挂，用望远镜观测，猎户座大星云（猎户大星系）就在其中在本次日全食的天空中，除太阳外，天空中最明亮的天体由亮到暗排序：金星、水星、土星、天狼星、土星、火星比较明亮的容易观测的恒星还有：猎户座的参宿四和参宿七、大犬座的天狼星、双子座的北河二和北河三、小犬座的南河三、御夫座的五车二、狮子座的轩辕十相关知识日珥：日珥是突出在日面边缘外面的一种太阳活动现象，亮度要比太阳光球层暗弱得多，所以平

59、时不能用肉眼观测到它，只有在日全食时才能直接看到。日冕：太阳最外层的大气称为日冕，日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，日冕像帽子似地扣在太阳上。日浪：太阳光球层物质的一种抛射现象。通常发生在太阳黑子上空，具有很强的重复出现的本领，当一次冲浪沿上升的路径下落后，又会触发新的冲浪腾空而起，如此重复不断，但其规模和高度则一次比一次小，直至消失。贝利珠：当窄窄的弯月形的光边穿过月面上粗糙不平的谷地时，就变成一系列的小珠子。这些光斑称为“贝利珠”。钻石环：美丽的日冕将在月亮周围形成一道带有一颗闪耀的白色宝石的光环，好像钻石戒指上引人注目的闪耀光芒。（二）月食月食是指当太阳、地球、月亮运动到一条直线上

60、，且月亮的全部或部分进入到地球的本影区域时，月亮或部分区域变暗的现象.月食只可能发生在农历十五（望）前后。月食的过程分为初亏、食既、食甚、生光、复圆五个阶段月食的分类当月亮进入地球的本影时，月亮完全消失的现象叫月全食；月亮的一部分进入地球的本影区域时，月亮的一部分消失的现象叫月偏食；有时月球并不会进入本影而只进入半影，这就称为半影月食。在半影月食发生期间，月亮将略为转暗，但它的边缘并不会被地球的影子所阻挡。凌日：当地内行星水星、金星运行到地球与太阳之间，它们三者之间几乎或位于同一条直线时，水星、金星会从太阳表面经过。这一天文现象就叫“水星（金星）凌日，类似于“日食现象。太阳地内行星地球冲日：指