天文学W11-12恒星的测量

天文学

第十一周恒星的测量恒星是本身能发光的星球。在浩瀚的宇宙中，除了太阳，所有恒星都离我们非常遥远。平时，我们眼睛能直接看到的恒星大都位于银河系。恒星世界丰富多彩。刚刚形成的原恒星年幼的主序前星步入晚年的红巨星青壮年主序星临终的白矮星、中子星和黑洞按照光度分正常星变星超新星按照年龄分恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用方便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。

1l.y.=9.46×1015m离开我们最近的太阳以外的恒星是半人马星座的比邻星，距离为4.3光年。牛郎星离我们16.5l.y.，织女星离我们26.5l.y.，它们相聚16.1l.y.，以光速同时出发，也要8年之后才能相会。明亮的大角星－36.1l.y.，天津四－1600l.y.。恒星离我们十分遥远。如何测定？一、恒星的距离天文学家常用一个比l.y.更大的单位－秒差距(pc)来量度距离，它是由三角视差法定义的。视差。距离越近，视差越大。主要方法有三角视差法、分光视差法、星团视差法等。主要介绍前两个。1.三角视差法地球绕日公转，不同时刻处于不同位置，故观测同一天体在天球上的位置就有差异。对恒星－相隔半年的两次观测。周年视差(parallax,)当恒星(P点)与地球的连线垂直地球轨道半径时，恒星对日地平均距离a所张角度。小角近似下：tansin=a/r(取a=1AU，

为弧度.)

距离:r=1AU/当=1"时的距离定义为

一个秒差距(parsec,pc)1rad＝57.28◦×3600=206265"

(角秒)1"=1/206265rad(弧度)1pc=206265AU=3.26l.y.

=3.09×1018cm(1AU=1.5×1013cm)(1l.y.=63240AU=9.46×1017cm)ar恒星视差的几何说明。对于相隔6个月的测光，基线是日地距离的两倍，即2AU。

视差角度一般是通过照相观测来测定的视差角待测恒星即使离地球最近的恒星--比邻星(ProximaCentauri)的三角视差也有0.77”，所以小角近似是合理的。三角视差法是测定恒星距离最基本、最可靠的方法。恒星越远，视差角越小，要求观测的精度越高。地面上用三角视差法可以测量约8千颗恒星。空间测量：1989-1993年运行的的依巴谷卫星(Hipparcos)，测量了11万8千颗恒星的周年视差值，精确到0.001”。SIMPlanetQuest号称测量视差精度为4μas(0.000004角秒)对应距离为250kpc,可惜该任务2010年已经被取消。

GaiaGlobalAstrometricInterferometerforAstrophysics测量视差精度为20μas(ESA2013年发射？)恒星光谱中某些谱线对的强度比和绝对星等的线性经验关系常用的谱线对：SrII407.8nm/FeI707.2nm：一次电离锶线与中性铁线谱线的强度对比TiII416.1nm/FeI416.7nm……….定标选取绝对光度已知的恒星，测量其谱线对的强度比，求出两者(强度比＆绝对星等)之间的线性关系。以后就可以由此关系，从强度比得到绝对星等。再由视星等来求出恒星距离。受星际消光影响，大致可以测量500-1000pc范围内距离。2.分光视差法利用分光视差法测定距离的恒星约6万颗以上。造父视差法－利用造父变星的周光(周期和光度)关系来确定距离的。在变星章节中再说明。谱线红移测距法－几乎所有星系的都有红移现象，星系距我们越远，其谱线红移量越大。今后会讲到：宇宙距离尺度(CosmicDistanceLadder!

)我们的邻居离我们最近的30颗恒星，其中很多处在多星系统中，都在4pc范围之内。比邻星(半人马αC)：1.3pcBarnard(巴纳德星)：1.8pcSirius：天狼，大犬α,2.6pcProcyon：南河三，小犬α,3.51pc二、恒星的绝对星等与光度视星等(apparentmagnitude)指肉眼或者天体辐射探测器检测到的恒星亮度。距离不同，消光。绝对星等(absolutemagnitude)定义为恒星在10pc处的视星等。天体的亮度与距离的平方成反比。距离模数mV－MV

=5logr

－5(r以pc为单位)其中mv是目视星等，Mv是目视绝对星等。1.绝对星等光度恒星每秒发出的总辐射能量，它反映恒星真正的发光强度。单位－ergs-1

(1erg=10-7J)太阳的光度L⊙3.9×1033ergs-1恒星的光度超巨星，天津四，6×104L⊙白矮星，天狼星的伴星，<10-4L⊙2.恒星光度绝对热星等－光度对应的星等(AbsoluteBolometricMagnitude)Mbol=－2.5logL+C热改正（绝对热星等与绝对目视星等之差）(BolometricCorrection)BC=Mbol－MV太阳：BC＝－0.08，MV,sun=4.83，Mbol,sun=4.75表面温度颜色熟悉的例子30,000electricblue

20,000蓝色参宿七10,000白色织女，天狼星7,000黄白老人星6,000黄色太阳，比邻星4,000橙色大角星，毕宿五3,000红色参宿四，巴纳德星炉火纯青牛顿早在17世纪发现，阳光经过三棱镜会分出七种色彩，并称它为光谱(Spectrum)。光谱分析在天体物理的研究上有着相当重要的地位，人们可以通过光谱了解天体的化学组成及其许多物理性质。1.光谱光谱(横轴为波长，纵轴为辐射强度)

可分为三种类型，即连续光谱、明线光谱和吸收光谱。连续光谱（Continuum）

炽热的固体、液体或高温高压下的气体都发射各种波长的光波，因而形成不间断的连续光谱。如钨丝灯。光谱(横轴为波长，纵轴为辐射强度)

可分为三种类型，即连续光谱、明线光谱和吸收光谱。

明线光谱

(发射线光谱,EmissionSpectra)

在低压条件下，稀薄炽热的气体或蒸汽不能产生连续的全部谱线，只能产生单色的、分离的明线状光谱，即明线光谱。每种化学元素都有它独特的、在光谱区有固定波长位置的一组明线。如钠的蒸气。光谱(横轴为波长，纵轴为辐射强度)

可分为三种类型，即连续光谱、明线光谱和吸收光谱。吸收光谱

(AbsorptionSpectrum)

由产生连续光谱的光源发射的光，穿过低压下稀薄气体或蒸气，就有吸收线(即暗线)迭加在连续光谱上。这些吸收线就是这些气体和蒸气，从连续光谱的全部谱线中，有选择地吸收了它自己在低压高温状态下所发射的明线谱线，即它对应波长的光线。这种连续光谱背景上具有黑色吸收线的光谱，叫做吸收光谱。1858年德国物理学家基尔霍夫(GustavRobertKirchhoff)发现产生这三种光谱的原因后于1859年提出了两条定律：(1)每一种元素都有自己的光谱；(2)每一种元素都能吸收它能够发射的谱线。这两条定律成为分光学(Spectroscopy)的基础。

光谱在天文研究中的应用人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。恒星光谱连续谱＋吸收谱线(暗线)连续谱＋发射谱线(亮线)连续谱＋发射谱线＋吸收谱线2.恒星光谱分类恒星的光谱分类基于谱线OBAFGKM——温度由高到低Oh,BeA

FineGirl，KissMe！女生版：Oh,BeA

FineGuy，KissMe！拓展版：Oh,BeA

FineGirl，KissMe！RightNow,Sweetheart(Smack!)早期：以氢线的强度排序实质上，温度的序列光谱类型表面温度(K)主要特征恒星例O30,000强电离氦线，多次电离的重元素，氢线弱

B20,000中性氦线，一次电离的重元素，氢线中等参宿七(B8)A10,000中性氦线非常弱，一次电离的重元素，氢线强织女(A0),天狼星(A1)F7,000一次电离的重元素，中性金属元素，氢线强度一般老人星(F0)G6,000一次电离的重元素，中性金属颜色，氢线较弱太阳(G2),比邻星(G2)K4,000一次电离的重元素，中性金属元素线强，氢线弱大角星(K2),毕宿五(K5)M3,000中性原子谱线强，分子谱线，氢线非常弱参宿四(M2),巴纳德星(M5)H－Rdiagram－恒星大家族的全家福20世纪初，丹麦天文学家Hertzsprung和美国天文学家Russel分别得到。恒星在有效温度－光度图中的分布color-magnitudediagram光度分类I，II，III，IV，V，VI，VII超巨星，亮巨星，巨星，亚巨星，矮星/主序，亚矮星，白矮星太阳：G2V主序赫罗图从右下至左上的恒星集中区域核内的氢燃烧3.恒星光谱光度图－赫罗图绝大多数恒星都处在主序带（对角线），图上标出的是11万颗恒星，虚线代表等半径线。90％恒星是主序星。不同光度型的恒星在赫罗图中的分布四、恒星的大小角直径线直径(很小，难以测定)角直径的测定的常用方法月掩星法当恒星被月球边缘掩食时产生的衍射图样可以确定恒星的角直径光斑干涉法利用大望远镜对亮星进行快速拍照，对获得的光度分布进行分析，获取恒星的角直径恒星的半径与光度、温度的关系半径的尺度范围太阳：6.96×1010cm恒星：变化范围很大(15km-2kRsun)。超巨星最大。大角星五车二织女天狼鲸鱼星座双星－目前唯一能直接测定质量视双星：视位置接近分光双星：光谱表现为两颗恒星的复合组成食双星：光变五、恒星的质量食双星：光变恒星的性质对质量的依赖（主序）质量－半径关系：RM，=0.57(上半部分)或者=

0.80（下半部分）质量－光度关系：LM3.5恒星的寿命：M-3质量决定了恒星在主序上的位置，小质量的恒星冷而暗，在主序的底端；大质量的恒星热而亮，在主序的高端。恒星的集团疏散星团(OpenCluster)银盘内，年轻，大质量，富金属球状星团(GlobularCluster)银晕，年老，小质量，贫金属星团昴星团和