普通天文学天体物理

普通天文学天体物理第1页，课件共129页，创作于2023年2月绪论天文学是研究宇宙的科学。宇宙：四方上下曰宇，往古来今曰宙。

——《淮南子》宇宙包含了所有的空间、时间、物质和能量。第2页，课件共129页，创作于2023年2月空间尺度：从极小到极大最遥远星系银河系邻近恒星太阳地球人类细胞原子质子夸克1026m10-20m10-10m100m1010m1020m第3页，课件共129页，创作于2023年2月地球第4页，课件共129页，创作于2023年2月太阳系第5页，课件共129页，创作于2023年2月恒星世界第6页，课件共129页，创作于2023年2月星团第7页，课件共129页，创作于2023年2月恒星的演化第8页，课件共129页，创作于2023年2月恒星的形成第9页，课件共129页，创作于2023年2月银河系第10页，课件共129页，创作于2023年2月宇宙岛——河外星系第11页，课件共129页，创作于2023年2月活动星系第12页，课件共129页，创作于2023年2月星系集团第13页，课件共129页，创作于2023年2月最遥远的星系第14页，课件共129页，创作于2023年2月时间跨度：从过去到将来向前：太阳的过去、大爆炸、时间的起点向后：太阳的演化、宇宙的未来第15页，课件共129页，创作于2023年2月宇宙演化的历史第16页，课件共129页，创作于2023年2月天文学的研究特点天文学研究的基础——观测（观察和测量） 天文观测是一种“被动”的试验 观测→理论→观测距离极远时标极长物理条件极端复杂（温度、密度、压强、磁场）第17页，课件共129页，创作于2023年2月天文学的发展

天体测量学：天体的位置和变化规律

第18页，课件共129页，创作于2023年2月天文学的发展天体的运动定律与天体力学第19页，课件共129页，创作于2023年2月天文学的发展19世纪中叶，天体物理学诞生天体光度和光谱的测量。观测技术和理论工具飞速发展。光学天文学→射电天文学、空间天文学→全波天文学。量子论、相对论、原子核物理学、高能物理学。

第20页，课件共129页，创作于2023年2月关于本课程学习目的和要求学习内容成绩测定联系方式 lixd@第21页，课件共129页，创作于2023年2月仙女座星系，距离300万光年人们怎样去研究如此遥远的天体？第22页，课件共129页，创作于2023年2月第一章恒星的观测

§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天文望远镜第23页，课件共129页，创作于2023年2月§1.1辐射基本知识1.电磁辐射

人们获得天体信息的渠道主要有四种：

电磁辐射(electromagneticradiation) 宇宙线(cosmicrays) 中微子(neutrinos) 引力波(gravitationalwave) 电磁辐射是其中最为重要的一种。

LIGOHomestake金矿中微子实验室第24页，课件共129页，创作于2023年2月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：＜0.01Å

–30m 1Ångstrom=10-10m (波长λ)×(频率ν)＝光速c=3×1010cms-1第25页，课件共129页，创作于2023年2月根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电、红外、光学、紫外、X射线和γ射线等波段，可见光又可分解为七色光。

第26页，课件共129页，创作于2023年2月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=hν, 其中Planck常数h=6.63×10-27ergs-1

PlanckEinstein第27页，课件共129页，创作于2023年2月大气窗口(atmosphericwindow)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。

第28页，课件共129页，创作于2023年2月不透明度第29页，课件共129页，创作于2023年2月2.黑体辐射（blackbodyradiation）

黑体(blackbody)

能吸收所有的外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。

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。不同温度黑体的辐射谱第30页，课件共129页，创作于2023年2月Stefan-Boltzmann定律

单位面积黑体辐射的能量F＝σT4 其中Stefan-Boltzmann常数 σ＝5.67×10-5ergcm-2s-1K-4

Wien定律

黑体辐射最强处的波长λmax与温度之间的关系为 λmax

T＝0.29(cmK) 高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。

第31页，课件共129页，创作于2023年2月不同辐射波段的太阳光学紫外X射线射电第32页，课件共129页，创作于2023年2月不同辐射波段的银河系第33页，课件共129页，创作于2023年2月不同波段的旋涡星系M81光学中红外远红外X射线紫外射电第34页，课件共129页，创作于2023年2月不同温度天体的辐射OmegaCentauriSunAdim,youngstar(shownhereinred)nearthecenteroftheOrionNebulaRhoOphiuchi第35页，课件共129页，创作于2023年2月Planck定律 温度为T的单位面积黑体，在单位时间、单位频率内、向单位立体角发射的能量为平方反比定律

单位面积接收到的辐射强度

F与光源距离d的平方成反比 F∝d-2第36页，课件共129页，创作于2023年2月3.电磁波谱

Kirchoff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。

第37页，课件共129页，创作于2023年2月恒星形成区M17中的热气体辐射谱太阳光谱第38页，课件共129页，创作于2023年2月原子结构和谱线的形成原子结构：原子核+围绕原子核旋转的电子（云）。（量子化的）电子轨道的大小反映了原子能态的高低。第39页，课件共129页，创作于2023年2月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。吸收或发射的光子能量为hν＝En2-En1第40页，课件共129页，创作于2023年2月吸收线的产生过程第41页，课件共129页，创作于2023年2月氢原子光谱（波长单位：nm）Lyman线系n1=1Balmer线系n1=2Paschen线系n1=3Brackett线系n1=4Pfund线系n1=5n2=2121.63102.6656.3497.2486.11875595.0434.112824050693.8410.2109426307460┆∞91.2364.782114602280第42页，课件共129页，创作于2023年2月氢原子光谱第43页，课件共129页，创作于2023年2月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。第44页，课件共129页，创作于2023年2月通过比较太阳光谱和实验室中各种元素的谱线，可以确定太阳大气的化学成分。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。第45页，课件共129页，创作于2023年2月4.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）。

第46页，课件共129页，创作于2023年2月谱线致宽

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。第47页，课件共129页，创作于2023年2月SpectralInformationfromStarlight

ObservedSpectralCharacteristicInformationProvidedPeakfrequencyorwavelengthofcontinuousspectraTemperature(Wien'slaw)LinespresentComposition,temperatureLineintensitiesComposition,temperatureLinewidthTemperature,turbulence,rotationspeed,density,magneticfieldDopplershiftLine-of-sightvelocity第48页，课件共129页，创作于2023年2月§1.2恒星的距离和大小

1.恒星距离的测定

(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/sinρ第49页，课件共129页，创作于2023年2月周年视差(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。第50页，课件共129页，创作于2023年2月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)

第51页，课件共129页，创作于2023年2月最近的恒星

αCentauriProxima

ρ=0.76″d=1.3pc（4.3ly）Barnard星ρ=0.55″

d=1.8pc(6.0ly)第52页，课件共129页，创作于2023年2月限制

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。 第53页，课件共129页，创作于2023年2月2.恒星的自行(propermotion)

恒星在天球上的视运动有两种成分：地球和太阳的运动引起的相对运动和恒星的真实视运动。后者称为恒星的自行，代表恒星在垂直于观测者视线方向上的运动。

恒星的真实运动速度可以分解为横向速度（自行）和视向（或径向）速度两个分量。

第54页，课件共129页，创作于2023年2月自行大的恒星通常是近距离恒星，但自行小的恒星并不一定是远距离的。

Barnard星是具有最大自行的恒星，在22年内自行达227″（10.3″/yr）→横向速度=88km/s第55页，课件共129页，创作于2023年2月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。

第56页，课件共129页，创作于2023年2月(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)

第57页，课件共129页，创作于2023年2月§1.3恒星的星等

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。

第58页，课件共129页，创作于2023年2月2.视星等m(apparentmagnitude)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。第59页，课件共129页，创作于2023年2月部分天体的视星等第60页，课件共129页，创作于2023年2月(2)恒星的温度和颜色

RigelBetelgeuse

第61页，课件共129页，创作于2023年2月(3)

视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。第62页，课件共129页，创作于2023年2月UBV滤光片的透光率第63页，课件共129页，创作于2023年2月色指数(colorindex)—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。

第64页，课件共129页，创作于2023年2月StellarColorsandTemperaturesCOLORINDEXSURFACETEMPERATURE(K)Bintensity/VintensityBmagnitude–Vmagnitude1.3-0.2830,0001.00.010,0000.550.656,0000.211.73,000第65页，课件共129页，创作于2023年2月3.绝对星等M(absolutemagnitude)

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第66页，课件共129页，创作于2023年2月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⊙绝对星等第67页，课件共129页，创作于2023年2月§1.4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。第68页，课件共129页，创作于2023年2月2.恒星光谱的形成恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。

吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。第69页，课件共129页，创作于2023年2月3.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。例如，A型星的H线最强，温度比A型星低或高的恒星，H线较弱。

第70页，课件共129页，创作于2023年2月这是因为使不同元素的原子产生特定的光学吸收线要求原子中的电子处于某些特定的能级上，而电子的能级布居取决于温度的高低。第71页，课件共129页，创作于2023年2月4.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

第72页，课件共129页，创作于2023年2月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).第73页，课件共129页，创作于2023年2月光谱型

表面温度(K)

颜色

特征谱线

O30,000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。第74页，课件共129页，创作于2023年2月恒星的颜色不同光谱型恒星的辐射能量比较第75页，课件共129页，创作于2023年2月DigitalStellarSpectraA9-O5mainsequencestars

第76页，课件共129页，创作于2023年2月DigitalStellarSpectraK5-F7mainsequencestars第77页，课件共129页，创作于2023年2月5.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？第78页，课件共129页，创作于2023年2月天空100颗最亮的恒星在赫罗图上的分布。第79页，课件共129页，创作于2023年2月太阳附近5pc范围内的恒星在赫罗图上的分布。第80页，课件共129页，创作于2023年2月SampleStarDistribution第81页，课件共129页，创作于2023年2月Hipparcos卫星测量的恒星的赫罗图。第82页，课件共129页，创作于2023年2月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第83页，课件共129页，创作于2023年2月

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 白矮星第84页，课件共129页，创作于2023年2月6.Yerkes光谱分类

恒星的光度级分类

Harvard光谱分类并不能唯一确定恒星在赫罗图上的位置，Yerkes天文台的天文学家根据谱线宽度的变化，对恒星进行光度分类。

原因：谱线的压力（碰撞）致宽。如主序星，体积小，大气密度高，压力高，碰撞频繁，谱线较宽；巨星，体积大，密度低，压力小，谱线尖锐。

第85页，课件共129页，创作于2023年2月根据恒星光度的高低，将恒星分为I–VII七个光度级。

光度级数值越小，表明恒星的光度越高。

Ia—最亮超巨星、Ib—次亮超巨星II—亮巨星、III—巨星、IV—亚巨星V—矮星VI—亚矮星、VII—白矮星

第86页，课件共129页，创作于2023年2月(2)恒星的二元光谱分类

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。

由恒星的光谱型可以确定恒星的表面温度和光度，即恒星在赫罗图上的位置。

分光视差(spectroscopicparallax)—利用恒星的光谱特征测定恒星的距离。

光谱→绝对星等→距离模数→距离第87页，课件共129页，创作于2023年2月§1.5双星和恒星的质量

1.双星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。第88页，课件共129页，创作于2023年2月研究双星的意义→验证万有引力定律→测量恒星质量→研究恒星结构（形状、大小、大气）→研究恒星演化第89页，课件共129页，创作于2023年2月2.目视双星和恒星质量的测定

(1)目视双星(visualbinaries)在望远镜内能够分辨出两颗子星的双星系统。Krueger60第90页，课件共129页，创作于2023年2月

双星的轨道运动

两颗子星围绕公共质心作椭圆运动，半长径分别为a1和a2.公共质心位于椭圆的焦点上，子星在运动时与公共质心始终位于一条直线上。椭圆轨道的大小与子星的质量有关， M1a1＝M2a2如果以一颗子星以参照点，另一颗子星的相对运动也是一个椭圆，其半长径为 a＝a1+a2第91页，课件共129页，创作于2023年2月

目视双星质量的测定

利用Kepler第三定律和Newton万有引力定律：得到：以太阳-地球系统为参照其中a,P为双星的轨道半长径和周期。第92页，课件共129页，创作于2023年2月(2)天体测量双星(astrometricbinaries)

某些双星的一颗子星较暗，很难观测到，但通过较亮子星的自行轨迹的变化推测其伴星的存在。

双星系统的质心以直线运动，但每一颗子星的运动轨迹是波浪形的，

如天狼星（Sirius）。

第93页，课件共129页，创作于2023年2月3.分光双星(spectroscopicbinaries)

通过子星轨道运动引起的谱线的Doppler位移确定其双星性质。 双线、单线分光双星。谱线位移取决于双星轨道倾角的大小。

第94页，课件共129页，创作于2023年2月视向速度曲线

由子星谱线的Doppler位移得到的子星的视向速度随时间的变化曲线。如子星1的轨道运动速度为V1,0，双星轨道平面的法线与视线的夹角为i,它的视向速度为由于得到

且

第95页，课件共129页，创作于2023年2月由于轨道倾角未知，由恒星的质量函数不能确定恒星的质量，但可用于恒星质量的统计分析。

质量函数(massfunction)

利用Kepler第三定律消去上式中的a得到双星的质量函数为第96页，课件共129页，创作于2023年2月4.食双星(eclipsingbinaries)

子星相互交食造成亮度变化的双星。

光变曲线(lightcurve)：子星间的相互交食造成双星亮度的变化曲线。

由光变曲线可以得到：

两颗子星的温度比、轨道倾角（→恒星质量）和恒星的大小。

第97页，课件共129页，创作于2023年2月5.主序星的质光关系和质量-半径关系

恒星质量分布：~0.1M⊙≤M≤~100M⊙

（褐矮星）密度分布:10-6gcm-3（超巨星）→1.4gcm-3（太阳）→106gcm-3（白矮星）第98页，课件共129页，创作于2023年2月主序星的质光关系： L~M

2-4主序星的质量-半径关系： R~M0.5-1第99页，课件共129页，创作于2023年2月不同质量的恒星在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。第100页，课件共129页，创作于2023年2月§1.6天文望远镜第101页，课件共129页，创作于2023年2月1.光学望远镜反射望远镜第102页，课件共129页，创作于2023年2月折射望远镜第103页，课件共129页，创作于2023年2月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

第104页，课件共129页，创作于2023年2月最大的（1米）折射望远镜第105页，课件共129页，创作于2023年2月反射望远镜的类型牛顿式卡塞格林式折轴式第106页，课件共129页，创作于2023年2月Palomar天文台的5米Hale望远镜第107页，课件共129页，创作于2023年2月Keck双望远镜之一（口径10米）第108页，课件共129页，创作于2023年2月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第109页，课件共129页，创作于2023年2月角分辨本领 主要取决于光的衍射 角分辨率（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)

仙女星系第110页，课件共129页，创作于2023年2月大气扰动影响Seeing第111页，课件共129页，创作于2023年2月欧洲南方天文台第112页，课件共129页，创作于2023年2月哈勃空间望远镜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)第113页，课件共129页，创作于2023年2月HST在1993年修复前后拍摄的星系M100像比较第114页，课件共129页，创作于2023年2月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%第115页，课件共129页，创作于2023年2月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。

第116页，课件共129页，创作于2023年2月The100-MeterGreenBankRadioTelescope

第117页，课件共129页，创作于2023年2月Arecibo射电望远镜第118页，课件共129页，创作于2023年2月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）第119页，课件共129页，创作于2023年2月星系M51的射电与光学像第120页，课件共129页，创作于2023年2月3.红外望远镜名称组织时间口径波长范围角分辨率IRASNASA,Netherlands19