天文学导论二
天文学导论
天文学导论是一门介绍天文学基础知识的课程。
天文学是研究天体及宇宙现象的学科，它涉及的内容非常广泛，包括天体物理学、天体化学、天体生物学、天体力学等等。
天文学导论主要介绍天文学的基本概念、基础原理以及研究方法。
在天文学导论中，学生将学习到宇宙的基本构造和演化史，包括宇宙大爆炸、恒星形成和演化、星系的形成和演化等。
学生还将了解行星和卫星的形成和演化，以及它们与太阳系的关系。
此外，天文学导论还会介绍宇宙中的黑洞、暗物质、暗能量等神秘物质和现象。
在天文学导论中，学生将学习到天文学的测
量方法，包括望远镜观测、天文摄影、光度
测量、频谱分析等等。
学生还将学习到天文
计算的基本方法，包括天体力学、宇宙学、
恒星演化和星系演化等等。
通过这些学习，
学生将能够理解天文学研究的基本方法和技术，为将来的天文研究打下坚实的基础。
在天文学导论中，学生还将学习到天文学的
历史和文化背景。
天文学是人类的一项重要
文化遗产，自古以来就受到人们的关注和尊重。
学生将了解到不同文化中对天文学的理
解和解释，包括古希腊、古埃及、中国、印
度等等。
通过了解天文学的历史和文化背景，学生将更深入地了解天文学的意义和价值。
总之，天文学导论是一门非常重要的课程，它将为学生打开探索宇宙的大门，帮助他们理解宇宙和地球的关系，提高他们的科学素养和思维能力。
天文学导论 教学大纲
教学大纲：“天文学入门”（天文学导论Ⅰ）：40学时；第一章天球坐标系第二章时间计量系统第三章天文望远镜简介第四章第四章太阳系概述实验题目：1、天球仪的使用及认星2、天文望远镜的使用3、行星、月球的目视观测4、参观国家天文台兴隆观测站5、参观国家天文台怀柔观测站6、参观北京天文馆7、参观航天城 8、参观国家天文台密云观测站“近代天文学前沿”：20学时；宇宙的膨胀与哈勃定律；热大爆炸宇宙模型；20世纪的重大天文发现；天体物理学中的疑难问题；空间天文学的发展；人类开拓太空。
“天文学导论”：60学时；第一章绪论第二章恒星的基本概念第三章恒星光谱和化学组成第四章恒星的颜色和光谱能量分布第五章天文观测方法第六章离我们最近的恒星─太阳第七章双星第八章变星第九章致密天体第十章赫罗图和恒星的演化第十一章星云和恒星的形成第十二章银河系第十三章河外星系第十四章活动星系第十五章宇宙学“天文学导论实验”：40学时实验一：天文年历、星表、星图的使用实验二：流星和流星雨的观测实验三: 天文望远镜的使用与光学性能的测定实验四：太阳黑子的投影观测及数据处理实验五：太阳光球光谱的拍摄与证认实验六：恒星光谱分类实验七：目视双星的目视观测实验八：目视双星的CCD观测实验九: 星系星云的CCD成像观测实验十: 星系的哈勃分类实验十一：河外星系红移的测定实验十二：CCD的性能指标的测试实验十三：星系星云的CCD观测彩色图像的合成及资料处理实验十四：用周光关系测定造父变星的距离一、课程目的和任务本课程重点要求掌握天文学基本概念，主要是介绍天文学的基础知识，从学习中领会科学的思考和解决问题的方式，注重学生科学素质的培养。
通过天文学研究的新成就与新动态使学生了解天文学科在社会发展中的重大作用；注重课堂讲授与观测相结合，重点在于启迪学生的思路，拓宽学生的视野，培养学生发现问题，分析问题和解决问题的能力，使学生对天文学专业具有基本的了解，树立专业思想，热爱天文学专业。
天文学导论复习
天⽂学导论复习⼀．天体的视运动1.星座与星图1929年，国际天⽂联合会（IAU）正式把全天划分为88个星座，并清楚界定每⼀个星座的边界。
因此每颗星属于且只能属于⼀个星座。
2.地球⾃转：天体的周⽇视运动每天，太阳、⽉球以及星星都东升西落，是地球⾃西向东⾃转所造成的假象，故称天体在天空上所经历的路径称为天体的周⽇视运动太阳每天东升西落，于当地正午通过⼦午线达到最⾼点（上中天）地⽅正午：太阳到达⼦午线（不⼀定是12点）太阳连续两次到达正午的时间为24⼩时，称为⼀个太阳⽇（the solar day），即我们的⼀天天⽂事件通常⽤世界时（UT）拱极星：靠近南北天极，永不落北极星：最靠近北天极，似乎永远静⽌不动北京：东经116度22分北纬39度58分南北天极的⾼度等于观测者所在地的地理纬度天⾚道：不变的参考点，到天极的弧距离总是90度，所有恒星沿与天⾚道平⾏的路径由东向西运动（圆弧轨迹），在地球两极，天⾚道=地平线?在北京，向东看：天体从东偏北⽅向升起向西看：天体向西偏北⽅向落下在⾚道上，所有星在地平⾯上12⼩时，所有星垂直于地平⾯升起和下落3.地球公转：天体的周年视运动每（⽩）天同⼀时刻，太阳相对于背景恒星的位置向东移动黄道：地球的公转造成太阳在天球上的位置⾃西向东缓慢移动（滞后于恒星）再回到原处（相对于背景星）的周期为⼀年（~365.24天），共⾛了360 度→太阳每天向东移动⼤约1度~ 2个太阳视直径太阳⽇=24⼩时：太阳连续两次到达⼦午线的时间恒星⽇~23⼩时56分：恒星连续两次到达⼦午线的时间恒星⽇是地球真实的⾃转周期，不随其绕太阳公转⽽变化，为~23⼩时56分季节更替：天⾚道与黄道⾯的夹⾓为23.5度，相交的两点分别称为春分点和秋分点在黄道上距春分点和秋分点最远处则称为夏⾄点和冬⾄点4.天体的⾚道坐标系、恒星时⾚经⼩于（地⽅）恒星时的恒星位于⼦午线以西5.地球⾃转轴进动与岁差恒星的⾚经和⾚纬坐标以26000年为周期在⾮常缓慢地变化恒星的⾚经和⾚纬应标明年份，如公元1950.0年, 或2000.0年6.⽉相⽉相：地球⼈所看到的⽉球被太阳所照亮的⼀半的⼤⼩⽉球回到原处（相对于恒星）的周期约为27.32 天，即⽉球的恒星周期7.⽇⽉⾷⽇全⾷时长永远不⼤于7.5分钟同⼀地点，⽇偏⾷概率>> ⽇全⾷概率⼆．天体的运动1.古希腊的地球中⼼说地⼼说的基本模型不能解释⾏星的逆⾏和亮度变化2. 现代天⽂学的诞⽣哥⽩尼、第⾕、开普勒和伽利略开普勒：开普勒第⼀定律：轨道形状，椭圆轨道，太阳位于⼀个焦点上开普勒第⼆定律：⾏星速度，⾏星和太阳的（假想）连线在相同的时间内扫过相等的⾯积→⾏星越接近太阳则运⾏速度越快开普勒第三定律：轨道周期，(公转周期)2 = (常数) x (半长轴)3伽利略：太阳⿊⼦，且运动→太阳⾃转绕⽊星旋转的4颗卫星（伽利略卫星），⾸次发现天上有不绕地球转动的天体！3. ⽜顿的万有引⼒定律⽜顿万有引⼒定律适⽤于弱引⼒场，例如太阳系（⽔星除外）4. 爱因斯坦的相对论长度、时间和质量是相对的，依赖观测者相对于所选定的参考系的运动三．辐射与天⽂望远镜1. 电磁（波）辐射2. ⿊体辐射物件加热：低温红外线，温度升⾼→红光→黄光→⽩光→蓝光⿊体谱的形状只与物体(恒星)的表⾯温度有关维恩位移定律：温度降低，⿊体谱的峰值向长波⽅向移动斯忒藩-玻⽿兹曼定律3. 原⼦与谱线巴尔末线系 Balmer Series ：可见光波段莱曼线系 Lyman Series ：紫外波段宇宙中的⼤部分物质处于等离⼦体状态4. 多普勒效应当辐射源远离观测者时，观测者接收到的辐射频率⼩于辐射源的辐射频率（波长变长）c v =?0λλ5. 光学天⽂望远镜6. 全波段望远镜⼤⽓窗 (atmospheric window)：可见光、射电、部分红外四．太阳系（1）⾏星1.太阳系概观冥王星是⼀颗矮⾏星太阳系（⼋⼤）⾏星，由最靠近太阳的⾏星算起，依次为：⽔星、⾦星、地球、⽕星、⽊星、⼟星、天王星、海王星。
关于天文的书
关于天文的书介绍天文学作为一门研究宇宙中天体和宇宙现象的学科，一直以来都备受人们的关注和热爱。
对于喜欢天文学的人来说，一本好的天文书籍不仅可以满足他们的求知欲，还能让他们更好地了解宇宙的奥秘。
本文将为大家推荐一些关于天文的书籍，并介绍它们的特点和适合的读者群体。
天文学入门书籍1.《宇宙概论》这是一本非常适合初学者的天文学入门书籍。
作者以通俗易懂的语言，系统地介绍了宇宙的起源、星系的形成、恒星的演化等基本概念和知识。
书中还配有丰富的插图和实例，有助于读者更好地理解和掌握天文学的基础知识。
2.《天文学导论》这本书是一本比较全面的天文学入门教材，适合对天文学有一定了解的读者。
作者通过系统地介绍宇宙的结构、恒星的演化、行星和卫星等内容，帮助读者建立起对天文学整体框架的认识。
书中还有大量的练习题和习题答案，有助于读者巩固所学知识。
天文学专著1.《宇宙的奥秘》这本书由知名天文学家撰写，深入浅出地介绍了一些前沿的天文学研究成果和理论。
作者通过讲述宇宙的形成、黑洞的奥秘、宇宙射线等内容，引导读者深入了解宇宙的奥秘。
这本书不仅适合对天文学感兴趣的读者，还适合专业的天文学研究者阅读。
2.《星云与星际物质》这本书主要介绍了星云和星际物质的形成和演化过程。
作者通过详细的描述和分析，揭示了星云和星际物质在宇宙中的重要作用和影响。
这本书适合对天文学有一定了解的读者，特别是对星云和星际物质感兴趣的人群。
天文学史书籍1.《天体物理学史》这本书主要讲述了天体物理学的发展历程和重要的科学家们的贡献。
作者通过详细的叙述和分析，帮助读者了解天体物理学的起源、发展和演化过程。
这本书适合对天文学历史感兴趣的读者，也适合天文学专业的学生和研究者阅读。
2.《宇宙的故事》这本书以故事的形式讲述了宇宙的历史和演化过程。
作者通过生动的叙述和插图，将复杂的宇宙学理论讲解得非常通俗易懂。
这本书适合对天文学历史感兴趣的读者，尤其是对宇宙起源和演化过程感兴趣的人群。
附加资料3北京师范大学本科人才培养方案标准规定模板
天文学（Astronomy）一、培养目标本专业面向国家基础研究、教育科普、经济发展、乃至国防安全等战略需求，培养具有良好的科学与人文素养、坚实的数理和天文专业基础知识、较强的实践能力和创新精神的宽口径复合型理科人才。
毕业生能胜任在科研机构、高等院校和重点中学等单位，从事天文或相关的航天、测地、理论物理、空间和地球物理等领域的科研、教学、科普和管理工作。
二、培养要求本专业学生主要学习天文及相关学科的基础知识、基本理论和基本技能，掌握一定的人文和社会科学知识，接受较系统的科学思维和科学研究的训练，初步具备综合运用天文及相关学科的基本理论和技术方法进行研究、教学和开发的能力。
毕业生应具备以下几方面的知识和能力：1.热爱祖国，遵纪守法，树立科学的世界观和高尚的人生观，具有良好的道德修养；2.崇尚科学，热爱科学，掌握坚实系统的数理基础知识及相关的实验方法和技能，并具备一定的人文和社会科学知识；3.熟练掌握天文专业的基础知识和基本理论，能独立利用天文设备开展天文观测并进行数据图像的处理，了解天文学科发展的前沿和总体趋势，具备初步的科研工作能力；4.具备较好的计算机基础知识和应用能力，能利用计算机语言和软件进行编程和数据处理，以服务于科研、教学或管理工作；5.熟练掌握一门外语，能顺利阅读本专业外文文献并具备一定的外文写作能力，初步具备参与国际学术交流的能力。
6.熟练掌握资料查询和文献检索的方法，具备运用现代技术手段查阅文献和获取前沿发展动态的能力，从而不断地自我更新知识结构。
三、主干学科天文四、核心课程（17门）天文学导论I和II，天文学导论实验I和II，数学物理方法I和II，球面天文学，理论力学，电动力学，热力学和统计物理，量子力学，天体力学基础，实测天体物理，天文数据处理，恒星结构与演化，星系天文学，恒星大气五、主要实践性教学环节普通物理实验、天文学导论实验、专业实习与国外研修、社会实践与志愿服务、毕业论文与设计。
天文学导论复习资料
天文学导论复习资料第一讲天文学导论●古希腊天文学：毕达哥拉斯，亚里斯多德（地球中心学说），托勒密的地球中心学说天文学的发展期：哥白尼、第谷、开普勒和伽利略牛顿的万有引力定律爱因斯坦的相对论●开普勒第一定律：（轨道形状）所有行星皆以椭圆轨道环绕太阳运行，而太阳位于椭圆的一个焦点上●开普勒第二定律：（行星速度）行星和太阳的（假想）连线在相同的时间内扫过相等的面积。
行星越接近太阳则运行速度越快近日点，运动最快远日点，运动最慢●开普勒第三定律：（轨道周期）行星公转周期的平方和其到太阳的平均距离的立方成正比(公转周期)2 = (常数) x (平均距离)3第二讲天体的视运动●月相与食无关天体的视运动月全食时月亮变为黄铜色或血红色，这是由于地球大气中的尘埃颗粒折射阳光中的红光并到达月球所致●内行星：水星，金星外行星：火星、木星、土星、天王星和海王星●头顶的星空取决于你在地球表面上的位置和当地时间●北京时间正午12点（东经120度）时，北京地方时（东经116.5度）即太阳时为11点46分，所以此时北京的太阳在子午线以东约3.5度，再过约14分钟北京“真”正午●南北天极：不变的参考点北天极：北极星南天极：南十字座●天赤道：不变的参考点所有恒星沿与天赤道平行的路径由东向西运动（圆弧轨迹在地球两极，天赤道=地平线●天顶、地平线和子午线：本地参考系天顶和子午线的位置不随观测者的地平线移动相对于星星来讲，天顶和子午线的位置在变天体的运行（圆弧）轨迹与地平面的夹角为：90 度-观测者所在地理位置的纬度（=天赤道与地面夹角）●在北极：所有星星沿与地平面平行的圆轨迹运行，从不下落赤道上：所有星垂直于地平面升起和下落“可见所有星”●太阳在天球上的视运动轨迹称为黄道●太阳日=24小时：太阳连续两次到达子午线的时间恒星日=23小时56分：恒星连续两次到达子午线的时间恒星日是地球真实的自转周期，不随其绕太阳公转而变化，均为23小时56分●月球回到原处（相对于恒星）的周期约为27.323 天，此为恒星周期●两个天体之间的距离常用它们与观测者之间的夹角表示，即角距●北京：东经116度22分；北纬39度58分本初子午线：格林尼治天文台●把地球的经度、纬度投影到天球上便成为天球的赤道坐标系赤纬：从天赤道开始至两极Dec [–90，90] 度赤经：用小时、分和秒的时间单位来表示，并由西向东由0增加到24小时赤经的计算起点为春分点，在天赤道上由西向东分为24小时地球“24小时”自转一周360度赤经1小时对应地球自转15度对于赤经相差1小时的两颗恒星，例如，RA2-RA1= +1小时：恒星1比恒星2早1小时通过你的子午线（上中天）如果不是拱极星，恒星1比恒星2早1小时从东方升起●某地某时刻的恒星时等于此时此刻位于子午线上的恒星的赤经（天球上与子午线重合的赤经）赤经小于地方恒星时的恒星位于子午线以西赤经大于地方恒星时的恒星位于子午线以东●一颗恒星的时角τ、赤经α和当地的恒星时θ之间的关系为τ= θ?ατ< 0, 在子午线以东（α>θ）τ> 0, 在子午线以西（α<θ）第三讲辐射与天文望远镜●黑体谱：连续谱的形状只与物体(恒星)的表面温度有关其峰值波长（颜色）由其表面温度决定温度降低，黑体谱的峰值向长波方向移动冷物体产生长波（低频）辐射热物体产生短波（高频）辐射●辐射的平方反比定律：强度x 距离2 = 常数（恒星辐射能力）●关于天文望远镜的常见误解(wrong) 放大作用:大型望远镜把天体放得更大(Right) 聚光作用：使（暗弱）天体的图像更亮更清晰(wrong) 望远镜究竟可以看到多远的天体？只要一个物体足够亮，无论多远都可以看到(right) 望远镜可以看到多暗的天体？或望远镜可以看到几等星?只要一个物体足够暗，无论多近都看●光学望远镜的类型：折射式望远镜反射式望远镜第四讲太阳系(1) 行星●行星是一个具有如下性质的天体：（a）位于围绕太阳的轨道上，（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状(近于球形)，以及（c）已经清空了其轨道附近的区域。
天文学导论习题答案
(50)
该行星的密度与木星的密度比为：
ρp = Mp · ρJ MJ
Dp DJ
−3
= 0.69 ×
2.1 × 105 1.42 × 105
−3
= 0.21
(51)
11
12
第五章 望远镜的基本原理
1. 暗7个星等需要的放大倍数为：
A = 2.5127 = 631
(52)
由A = (D/d)2，其中D为望远镜的口径，d为人眼在夜间瞳孔的直径，
Npp
=
F ∗A ∆mc2
=
1300 × 1 4.6 × 10−29 × (3 × 108)2
=
3.14 × 1014
(30)
每个质子-质子链产生两个电子型的中微子，因此单位面积上照射的中微
子数目为：
Nν = 2Npp = 6.28 × 1014
(31)
7
在 北 纬620处 ， 中 午 太 阳 照 射 的 角 度 与 地 面 的 法 线 方 向 的 夹 角 为θ = 620 − 23.50 = 38.50， 因此，照射到A = 1m2上的中微子数目为：
rperi = a(1 − e) = 3.844 × 108 × (1 − 0.056) = 3.629 × 108m
(25)
远地点为：
rap = a(1 + e) = 3.844 × 108 × (1 + 0.056) = 4.059 × 108m (26)
在地球上看来太阳的角直径为：
θ
d =
= 1.39 × 109 = 0.927 × 10−2
40其中5710278k4110如果t278100000773au4230101712142010181043转动周期p为121018102110066years44第第第四四四章章章太太太阳阳阳系系系外外外行行行星星星38101145由恒星的视向速度v3012610601046根据质心的定义得到行星的质量m6010381011157101au6010272010331510113010451048太阳的视向速度v为
【天文学导论课件@北师大】2
§2.4、现代时间服务
时间计量工作的三项内容 测时、守时、授时 测时:测定恒星的瞬时位置，经过归算获 得准确时刻（圭表、日晷、中星仪等）
守时
用守时工具把所测时间持续下去.是整个时间工 作中最关键的一环，它的任务是产生和保持高精度 的准确时间 . （滴漏、沙漏、计时香、天文钟、 石英钟、原子钟）
多级漏壶
2、平太阳时
定义：以平太阳的周日视运动为依据建立的时 间系统 时间单位：平太阳日—平太阳连续两次上中天 的时间间隔 起始点：下中天 平太阳时以平太阳的时角度量 m = tm + 12h
春分点 赤道 黄道
四、时差
真太阳的时角 与平太阳的时角之差。
时差： η= t ⊙ – t m 时差的零点与极大值： 一年中η四次为零 四次为极大值
0h
M
s0 M（1＋1／365.2422） s So是当日世界时为零时所对应的恒星时。 Mo是当日或前一日恒星时为零时所对应的世界时。
2、任意经度区的时刻的换算
（S＝s－λ； M＝m－λ； M＝Th－Nh） 1）已知区时化地方恒星时：
S＝So＋M（1＋1／365.2422）
s＝So＋（Th－Nh）（1＋1／365.2422）＋λ
时刻：事物运动中，某一状态发生的瞬间。 间隔：事物某一运动过程所经历的时间。
2000
2001
2002
2003
2004
3、基本原则
选择某一运动规律已掌 握，运动状态可观测到的 具体事物。 选取该事物的某一运动 过程为时间的基本单位。 选取该事物的某一运动 状态为时间计量的起算点。
先民日出而作，日入而息， 太阳是天然的钟表。
2、世界时与区时
世界时：（S、M⊙、M） 以本初子午线为标准的地方时为世界 时 （λ= 0h ）
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G
K
6,000
4,000
黄
红橙
重元素一次电离线，中性金 属线
中性金属线，重元素一次电 离线
M 3,000 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 。
恒星的颜色
不同光谱型恒
星的辐射能量 比较
Digital Stellar Spectra
A9-O5 main
(1) 定义 古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先 创立了表征恒星亮度的星等系统（1星等 ~ 6星等）。 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。
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
光谱型 O B A F
表面温度(K) 30,000 20,000 10,000 7,000
颜色 蓝 蓝白 白 黄白
特征谱线 强电离 He 线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线 重元素一次电离线， H 线和 中性金属线
0.55
0.40 0.21
0.65
1.0 1.7
6,000
4,620 3,000
Betelgeuse(参宿四) B-V=1.85，星表温度 3100K
大火(Antares,蝎子座α) B-V=1.87，主星表面温度3400K 带一个B光谱型的矮伴星
参宿七(Rigel )
3. 绝对星等M (absolute magnitude)
光度 (luminosity)：天体在单位时间内辐射的总能量，
是恒星的固有量。 亮度 (brightness)：在地球上单位时间单位面积 （与视线方向垂直）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。
2. 视星等m (apparent magnitude)
R L 1/ 2 T 2 ( ) ( ) R L T
其中 R⊙ = 7×1010 cm, T⊙ = 5770 K。
(2)测量大小的结果 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)
天体位于10 pc 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 =－2.5 log(F10/Fd) = 5－5 log d (pc) 对不同的恒星： M1－M2 =－2.5 log (L1/L2) M－M⊙=－2.5 log (F10/F⊙,10)=－2.5 log (L/L⊙) 其中L⊙= 3.86×1033 ergs-1, M⊙= 4.75m
6. 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。
Annie Jump Cannon
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 (spectral type).
sequence stars
Digital Stellar Spectra
K5-F7பைடு நூலகம்main
sequence stars
7. Yerkes光谱分类
(1) 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臵， 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。
大熊α 大熊β 大熊γ 大熊δ
大熊ε
大熊δ 大熊ε
75 62 75 65 62 59 108
三角视差法的限制
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 1993年退役） 的角分辨率达到0.002″， 测量了约118218颗恒星的距离、 星等。
（3） 造父视差法：造父变星的周期和恒星 的光度（或者绝对星等）存在线形关系 （4）动力学视差法：根据视双星的角直径、 开普勒三定律，以及光度（由质量-光度关系 给出）之间存在关系
开普勒第三定律：a3/ T2= θ3d3/T2 = G(M1+M2)/4π2 = f(L) 距离模数公式： d = 10(m-M+5)/5
Barnard(巴纳德星)ρ= 0.55″
d = 1.83 pc (5.96 ly)
14:39:36.2 -60:50:08.2
14:29:42.9 -62:40:46.1
α Centauri Proxima (半人马座 比邻星) ρ= 0.7687″ d=1.301 pc（4.243 ly）
北斗七星的距离（光年）
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
4. 恒星的径向运动与谱线的位移
Doppler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）观测者的辐射源发出的电 磁辐射波长变长（短），称为谱线红移 （蓝移）。
三角视差（角） ：天文上，两个相对静止的观测者在两个 不同的位臵上看到同一天体的方向之差。
恒星越远，视差角越小；基线越长，可测量的恒星距离越远。
D = B/sinρ
周年视差 (annual parallax) 周年视差ρ：地球的公转轨道相 对于恒星所张的最大半夹角， 也等于恒星在天球上作椭圆运 动时的半长轴。 以地球轨道半长径作为基线， 通过测量恒星在天球上（相 对于遥远的背景星）相隔半 年位臵的变化来测量恒星的 距离。
(3)恒星质量的测定
直接测：太阳和部分双星
理论计算：范围在65M⊙—0.08M⊙（观测验证很好）
VLT望远镜发现在RMC 136a 星团（位于大麦哲伦云中） 中发现了超大质量的恒星R136a1 ，该恒星的诞生质量大于 300个太阳质量，现在的质量为265个太阳质量.
§3.3 恒星的星等
1. 恒星的光度和亮度
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=88 km/s（见下图）
§3.2 恒星大小和质量的测定
(1) 测量大小的方法 直接测量法：Michelson干涉法、掩星法（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
恒星的距离通常以秒差距 (parsec) 或光年 (light year) 作为单位。 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) = 3.2616光年(ly) = 206265天文单位 (AU)
最近的恒星
Barnard :17h 57 m 48.5s 04°41‘ 36"
1天文单位（AU）:定义太阳和地球之间的平均距离称为1天文单位 1AU=1.49597870×1011米
sin a / d a 1AU 206265AU d 定义1pc=206265AU： d 1 (pc)
其中：的单位为弧度rad
的单位为秒
各种测距方法的适用范围
§3.1. 2 恒星的距离与自行： 恒星的自行(proper motion)
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 动和恒星的绝对视运动。 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。
d=10(m-M+5)/5
距离模数 (distance modulus) ：m-M
光度与绝对星等之间的关系
10,000 100
-5.25 -0.25 +4.75
光度L/L⊙
1
绝对星等
0.01
0.0001
+9.75
+14.75
§3.4 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。
Kirchhoff’s Laws（基尔霍夫定律 ）
以灯泡发射出的连续谱为例，来说明Kirchhoff光谱定律 发射出各种颜色的连续谱 (b) 当通过氢气时，在连续谱中 出现了一些暗的氢吸收线。 这些暗线是由于氢气吸收连 续谱中对应波长的光子。虽 然氢气再发射氢发射线，但 却是向四面八方发射的 (c) 当从旁边来看氢气时，能够 看到比较弱的氢发射线
部分天体的视星等
(2) 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。
• 根据测量方式的不同，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测光系统内，分为：