天体物理学课件lecture02地球和太阳系

§1.1地球和太阳系1.1.1地球的参数在天文学史的简介中，已经对如何测量地球的半径做过介绍。在中学里，我们也学过如何测量地球的质量。如何测量地球的自转周期？由遥远的一颗恒星两次通过天顶的时间间隔可以定出地球的自转周期。以上方法中，这颗恒星可选为太阳吗？1.1.2几何（三角视差）法测距该方法已在前面学史部分提及过。常用单位：1AU，1pc，1l.y.1.1.3太阳系内的天体利用几何测距法和太阳系内的天体动力学，可以得到太阳系内天体的距离、质量和半径。行星：绕太阳运动、质量足够大可维持自身为球形、轨道附近没有其它天体。质量：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星太阳99.8%,木星其余的70%.九颗大行星：类地行星、类木行星构成：卫星：除水、金星外还存在小行星、彗星、流星体、行星际物质等一般认为行星是伴随着恒星而形成的，它们的运动特征应与太阳系的起源相关。行星公转轨道半径的经验规律（Titius-Bode规律）可能反映系统形成时的某一普遍动力学。在卫星系统中存在类似规律九大行星公转轨道特性a.近圆性b.共面性c.同向性§1.2恒星与银河系

1.2.1H-R图1.恒星的光度和亮度光度L(luminosity)：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。亮度F(brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射量。视亮度的大小取决于三个因素：天体的光度、距离和星际物质对辐射的吸收和散射。

视星等m定义古希腊天文学家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）。星等值越大，视亮度越低。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=100.4≈2.512倍。星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为

F1/F2=10-0.4(m1-m2) m1－m2=－2.5log(F1/F2)

或m=－2.5log(F/F0)，其中F0为定标常数。部分天体的视星等

绝对星等M的定义天体位于10pc距离处的视星等，它实际上反映了天体的光度。

对同一颗恒星：

F10/Fd=(10/d)-2 M－m=－2.5log(F10/Fd)=5－5logd(pc)

对不同的恒星：

M1－M2=－2.5log(L1/L2) M－M⊙=－2.5log(L/L⊙)

其中L⊙=3.86×1033ergs-1,M⊙=4.75m

距离模数(distancemodulus)：m-M

d=10(m-M+5)/5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2恒星的温度和颜色

恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低。如何测定恒星的温度呢？光谱特性，近似为黑体辐射

Rigel

Betelgeuse

温度越高（低），颜色越蓝（红）。

Harvard光谱分类

Harvard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。

AnnieJumpCannon

Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!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。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(spectraltype).3.赫罗图(H-Rdiagram)

由丹麦天文学家E.Hertzsprung和美国天文学家H.R.Russell创制的恒星的光度-温度分布图。

赫罗图的横坐标也可用恒星的光谱型、色指数，纵坐标也可用恒星的绝对星等表示。

LT恒星的分布？Hipparcos卫星测量的恒星的赫罗图。恒星在赫罗图上的分布特征主序星白矮星红巨星蓝超巨星不同质量的恒星在H-R图上的分布恒星的质量决定了恒星在H-R图上的位置。高质量的恒星明亮且高温，位于主序带的上部。低质量的恒星黯淡且低温，位于主序带的下部。§1.2.2物理测距法

(1)三角视差法(trignometricparallax)

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/sinρ1.恒星距离的测定周年视差(annualparallax)

以地球轨道半长径作为基线测量恒星的距离。 周年视差ρ是恒星相对于地球轨道半长径所张的夹角。

通过测量恒星在天球上（相对于遥远的背景星）相隔半年位置的变化而测得。恒星的距离通常以秒差距

(parsec)

或光年

(lightyear)

作为单位。令a

=1AU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)=3.086×1018厘米(cm)=3.26光年(ly)=206265天文单位(AU)

最近的恒星

αCentauriProxima

ρ=0.76″d=1.3pc（4.3ly）Barnard星ρ=0.55″

d=1.8pc(6.0ly)限制

由于受到地球大气扰动的影响，周年视差的精确测量受到限制。地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01″Hipparcos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 （≤30-500pc）的恒星。

H-R图法造父变星法超新星法Hubble关系这类方法不是直接的测量方法、它是基于一定的物理理论基础上的。谱线的宽度法（如Tully-Fisher关系和Faber-Jackson关系）因此，称它们为物理测距法3.恒星大小的测定

(1)方法

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）。

间接测量法

根据Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度L=4πR2σT4,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⊙=7×1010cm,T⊙=5770K。

(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~100-1000R⊙

巨星R~10-100R⊙

矮星R~R⊙

恒星的大小分布为：

10-5R⊙(中子星) 103

R⊙(超巨星)

赫罗图上的等半径线

M－M⊙＝－2.5log(L/L⊙)＝－5log(R/R⊙)－10log(T/T⊙)即log(R/R⊙)＝8.47－0.2M－2logT

超巨星 巨星 半径R

主序星 白矮星4.双星系统中恒星质量的测定

由在彼此引力作用下互相绕转的两颗恒星组成的双星系统。大部分的恒星位于双星和聚星系统中。组成双星的两颗恒星均称为双星的子星（主星、伴星），以椭圆轨道相互绕转。

§1.2.3银河系1.银河系全貌银河是天空中的一个环带，在人马座附近最亮、最宽，它的中心线近似为天球上的一个大圆。光学波段的银河系射电波段的银河系红外波段的银河系X射线波段的银河系γ射线波段的银河系2.银河系结构

银河系是一个具有旋涡结构的盘状星系。 质量~1012M⊙，直径~105

ly

(30kpc)主要成分

(1)银盘(disk)、(2)核球(bulge)、(3)银晕(halo)、(4)银冕(corona)

银盘：直径~30kpc,厚度~300pc球状星团核球银晕我们在这银河系结构3.星族1944年由WalterBaade首先提出。发现星系晕与核球中的恒星明显比盘中的恒星颜色偏红。

金属丰度越低的恒星离银道面越远

→

银河系演化

不同星族恒星的轨道运动特征星系盘内的恒星绕银心作规则的圆轨道运动。晕中的恒星绕银心作大偏心率的椭圆轨道运动，且轨道取向是随机的。4.自转曲线—银河系自转速度或角速度随半径变化的曲线内区：刚体转动，外区：较为平坦。在太阳附近：转动速度随半径的增大而减小。

5.银河系质量

在太阳轨道内包含的质量为：M=R0V02/G≈1.0×1011M⊙

银河系的可见质量约为2.0×1011M⊙

银河系的实际质量远超过1011

M⊙，表明在银晕和银冕中存在大量的暗物质。

6.银河系的旋涡结构

1.银盘构成：星族I恒星、气体和尘埃直径：D~30kpc厚度：h~70-300pc

D

>>

h2.旋臂结构

银河系存在旋臂结构

英仙(Perseus)臂、 船底(Carina)-人马(Sagittarius)臂、 猎户(Orion)臂、 天鹅(Cygnus)臂 太阳位于猎户臂上

银河系旋臂问题：银河系的旋涡结构是怎样形成的？旋涡结构为什么能维持很长时间？ （在银河系和其他盘星系中发现旋臂存在说明旋臂的维持时间相当长）3.旋臂的理论解释

旋臂不是物质臂如果旋臂始终由同样的物质构成：太阳公转周期~3×108yr，太阳年龄~6×109yr →太阳绕银心至少转了20圈 较差转动→旋臂缠绕（或放松）→旋臂消失表征旋臂的主要是年轻天体 大质量恒星的寿命≤107yr→旋臂消失

旋臂自转周期约为~6×108yr，每1.5亿年太阳穿过旋臂一次。(2)密度波理论

由林家翘和徐瑕生1963年在Lindblad工作的基础上提出——旋臂是密度波的表现。星系引力势扰动

→银盘内的天体以椭圆轨道运动 →运动速度变化轨道取向相互耦合 →物质密度的规则变化 →密度波密度波在银盘内传播，导致物质压缩和恒星形成密度波的形成 在无扰动势f的情况下，引力势是轴对称的，银盘上的恒星与气体云的运动为匀速圆轨道运动。f=0加入扰动引力势f=A(r)cos(mφ)同轴椭圆轨道(m=2)由于引力势随方位角的变化而变化，天体的运动速度不再是均匀的。加入扰动引力势f=A(r)cos[mφ-Ψ(r)]非同轴椭圆轨道黑线代表极小引力势位置在引力势波谷处，物质速度减慢、密度增大。椭圆轨道相互耦合→密度波生活中的密度波密度波的形成：物质趋向于最低能态轨道收缩角动量损失（通过密度波传递角动量）密度波维持机制——自组织过程轨道耦合密度增加引力势变化物质运动变化轨道耦合增强旋臂的运动 密度波旋涡图样绕银心刚体转动，ω=13.5kms-1kpc-1

在银河系内区，恒星的运动速度超过旋涡图样速度(ω0=25kms-1kpc-1)；在外区恒星比旋涡图样运动得更慢。旋臂上年轻天体的形成气体云运动→接近旋臂→压缩、碰撞→尘埃带→气体云坍缩→恒星和HII区形成旋臂上的恒星形成与演化StarFormationinTheSpiralGalaxyM811.3.1星系距离各种测距方法都有其极限：几何视差法100pc,HR图法10kpc,造父变星法10Mpc,超新星法100Mpc,更远的距离可以采用测谱线宽度的方法。测谱线宽度的方法为物理测距法，它的物理原理是发光物质的远动而导致谱线的多普勒位移。§1.3星系世界

谱线位移

Doppler谱线位移

(Dopplershift)

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）。

谱线致宽

在没有外界因素的影响时，原子的谱线的自然宽度非常窄。Doppler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。引力系统中物质的运动与其系统总质量成正相关，而发光物质的量可假定正比与系统总质量。因此，由谱宽可确定星系的光度，并进而定出距离。因此可以更加谱线增宽发现发光物质的运动弥散。

Tully-Fisher关系对旋涡星系，速度弥散ΔV=220×(L/L⊙)0.22H原子21厘米谱线宽度速度弥散光度~200Mpc距离

Faber-Jackson关系对椭圆星系，速度弥散ΔV=220×(L/L⊙)0.251.3.2星系空间分布统计分析星系的分布发现，星系具有集结成规模不同的系统的倾向，很少孤独存在。（1）星系群大小约1Mpc,由十至几十个星系组成。例如：本星系群包含银河系等的约40个星系。(2)星系团大小约10Mpc，由几百至几千个星系组成，存在引力关联。室女（Virgo）星系团距离~18Mpc，直径~3Mpc，成员星系~2500个，其中椭圆星系占19%，旋涡星系占68%。(3)宇宙的大尺度结构(largescalestructure)星系的分布是不均匀的，具有类似海绵状的结构，由细长的纤维（超星系团）及其周围的巨洞(voids)组成。巨洞的典型大小为50Mpc。宇宙中大部分物质位于纤维结构上，约占整个空间体积的1%-2%。在超过50Mpc

的尺度以上，宇宙可以看成是均匀的各向同性的，无显著团结构。1.3.3星系的哈勃分类—几何形态分类根据星系形态的不同，哈勃首先提出星系可以分为椭圆星系、透镜状星系、旋涡星系、棒旋星系和不规则星系5种类型，称为哈勃分类。

哈勃音叉图(1)椭圆星系(ellipticalgalaxies)

(2)旋涡星系(spiralgalaxies)

(3)棒旋星系(barredspiralgalaxies)

(4)透镜状星系(5)不规则星系

M82IC5152星系的相对数目

目前可观测宇宙中大约有4×1010个星系。不规则星系数目最多，其次是旋涡星系和椭圆星系。

1.3.4正常星系与活动星系

不同与几何形态的分类方法，依据星系若干物理特性的差异，可将它们分成正常星系和活动星系。 绝大部分星系是正常星系，但也有部分星系表现出强烈的活动性，例如类星体。活动星系的特征(1)高光度

最明亮的河外射电源(2)非热连续辐射(谱偏离黑体辐射)正常星系： 黑体辐射，极大值在光学波段，辐射主要来自星系内的恒星活动星系： 热辐射（红外）+非热辐射，极大值在远红外波段

光学X射线类星体PKS1127-145(3)快速光变光变时标：几天-1年→核区的大小不超过1光年(4)特殊形态亮核、喷流、不规则形态关于活动星系

在所有的星系中活动星系所占的比例很小，约2%。星系的距离越远，活动星系的比例越大。绝大部分活动星系是椭圆星系。活动星系的高光度反映出它们的寿命很短，因此不可能独立成系，可能是正常星系的某个演化阶段。

1.3.5星系旋转曲线、暗物质的存在

(1)旋涡星系的自转曲线谱线位移→自转速度→质量

漩涡星系的自转曲线→引力质量比可见质量大3-10倍。星系团的引力质量大约是可见质量的10-100倍。宇宙中90%以上的质量来自暗物质。暗物质存在的另外证据，如

光谱温度热运动速度》逃逸速度（可见物质）§1.4天体物理中的重大疑难问题§1.5天文观测设备与展望1.光学望远镜反射望远镜折射望远镜折射望远镜的缺点色散对红外、紫外光线吸收镜面形变镜面（双面）磨制

最大的（1米）折射望远镜反射望远镜的类型牛顿式卡塞格林式折轴式Palomar天文台的5米Hale望远镜Keck双望远镜之一（口径10米）望远镜的性能指标聚光能力 天体成像亮度 ∝有效镜面面积 ∝有效口径2不同口径望远镜中的仙女星系角分辨本领 主要取决于光的衍射 角分辨率（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)

仙女星系大气扰动影响Seeing欧洲南方天文台哈勃空间望远镜1990年发射，位于距地面600千米、周期95分钟的轨道上2.4米口径镜片，可以在光学、紫外和红外波段进行观测2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)HST在1993年修复前后拍摄的星系M100像比较望远镜接收设备电荷耦合器件(CCD)特点 量子效率达75%

照相：<5%2.射电望远镜全天候。受地球大气和星际物质影响较小。射电波的长波限制了望远镜的角分辨率。

The100-MeterGreenBankRadioTelescope

Arecibo射电望远镜射电干涉仪利用电磁波的干涉原理，将两个或多个天线按一定方式排列，用传输线或其他方式连到接收机上进行相加或相关处理。其空间分辨率取决于天线基线的总长度。有效面积由各个天线的大小决定。甚大阵（VLA）星系M51的射电与光学像3.红外望远镜名称组织时间口径波长范围角分辨率IRASNASA,Netherlands1983-840.6m8-120mm3-30"ISOEuropeanSpaceAgency1995-980.6m

2.4-240mm1-60"SOFIANASA,Germany2003-2.5m

1-300mm1-20"SIRTFNASA2002-0.85m

2-160mm0.5-40"NGSTNASA2010?4-8m

0.5-30mm0.02-0.3"IRAS(InfraredAstron