天体物理03_光谱能够告诉我们什么
恒星的光谱分类
恒星的光谱分类恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们以其独特的光谱分布而被分类。
光谱分类是天体物理学的重要分支，通过对恒星光谱的观测和分析，科学家们能够了解恒星的性质、组成和演化过程。
本文将介绍恒星的光谱分类及其意义。
一、光谱分类的基本原理恒星的光谱是由恒星表面的光经过恒星大气层的吸收和辐射过程形成的。
恒星的光谱包含了丰富的信息，如温度、化学元素组成、速度等。
光谱分类是基于恒星光谱的特征进行的，主要根据恒星的温度和化学成分来进行分类。
二、哈佛光谱分类系统目前最常用的光谱分类系统是哈佛光谱分类系统，该系统是根据恒星光谱中的吸收线特征将恒星分为不同的谱型。
按照这一系统，恒星可被分为七类：O、B、A、F、G、K和M型。
其中，O型恒星是温度最高的恒星，色温超过30000K，呈现蓝色；M型恒星是温度最低的恒星，色温在2000K左右，呈现红色。
三、恒星谱型的特征1. O型恒星：具有明亮的吸收线，光谱中包含大量的He II和He I 线，几乎没有金属吸收线。
O型恒星是宇宙中最亮的恒星，通常是大质量恒星。
2. B型恒星：He I和He II线依然很明亮，金属吸收线开始出现。
B型恒星通常是蓝白色的，是大质量恒星的代表。
3. A型恒星：主要由金属吸收线构成。
A型恒星呈现白色，是恒星演化中较为常见的类型，比如我们的太阳就属于A型恒星。
4. F型恒星：金属吸收线增多，H线逐渐变弱。
F型恒星呈现黄白色，光度适中。
5. G型恒星：金属吸收线更加明显，H线很弱。
G型恒星是太阳的谱型，色温适中，呈现黄色。
6. K型恒星：H线很弱，Ca II线很明显。
K型恒星呈现橙色，是恒星演化中晚期的类型。
7. M型恒星：Ca II线和金属吸收线非常明显，TiO线也出现。
M型恒星是最冷的恒星，通常是红色的。
四、光谱分类与恒星演化恒星的光谱分类与其演化有密切关系。
随着恒星的年龄增长，其核心燃料逐渐耗尽，光谱特征也会发生变化。
通过观测恒星的光谱变化，科学家可以了解恒星的年龄、质量和演化阶段。
恒星光谱学的奥秘
恒星光谱学的奥秘恒星光谱学是天文学中的一个重要分支，通过研究恒星发出的光谱，揭示了恒星内部构成、化学组成、温度、年龄等许多重要信息。
本文将深入探讨恒星光谱学的奥秘，介绍其基本原理、发展历程以及在天文研究中的应用。
恒星光谱学简介恒星光谱学是通过分析恒星发出的光线的颜色和强度来研究恒星性质的科学。
当恒星发出光线通过其大气层时，不同元素和分子会吸收特定波长的光，形成特征性的光谱线。
这些光谱线可以告诉我们恒星内部的温度、密度、组成等信息。
光谱分析的基本原理恒星的光谱可以分为连续谱、吸收线谱和发射线谱。
连续谱是指在所有波长范围内均有连续的亮度，吸收线谱是在连续谱上出现黑色吸收线，而发射线谱则是在连续谱上出现明亮发射线。
通过观察这些光谱特征，可以推断恒星内部元素的丰度、温度等参数。
光谱分析技术恒星光谱学利用分光仪等设备对恒星发出的光进行分解和记录。
现代天文学已经发展出高精度的光谱分析技术，可以测量出非常细微的光谱特征，并据此推断恒星内部结构和演化过程。
恒星演化与光谱变化恒星从形成到灭亡经历了漫长的演化过程，其光谱特征也会随着演化而变化。
主序星、巨星、超巨星等不同阶段的恒星表现出不同的光谱特征，通过观测和分析这些变化，可以了解恒星内部物质运动和能量释放情况。
恒星参数测量通过恒星光谱学，天文学家可以准确测量恒星的表面温度、扩张速度、自转速度等参数。
这些参数对于研究恒星结构、性质以及宇宙演化具有重要意义。
恒星化学组成研究恒星内部包含了丰富多样的化学元素，这些元素会在恒星表面形成特征性的光谱线。
通过对这些光谱线进行分析，可以推断出恒星内部元素丰度以及化学演化历史。
恒星光谱学在宇宙研究中的应用恒星光谱学不仅可以帮助我们理解单个恒星的性质，还可以用于研究星团、星系等更大尺度结构。
通过对大量恒星光谱数据进行统计和分析，可以揭示宇宙中不同结构形成和演化的规律。
结语恒星光谱学作为天文学中重要的研究手段之一，在揭示宇宙奥秘中起着举足轻重的作用。
大学天体物理知识点总结
大学天体物理知识点总结1. 宇宙的起源和演化宇宙的起源和演化是天体物理中一个非常重要的研究领域。
大爆炸理论是目前广泛接受的宇宙起源理论，它认为宇宙起源于一个极端高温高密度的初始状态，之后经历了膨胀、冷却和演化过程。
学生需要了解大爆炸理论的内容及其在宇宙演化中的作用，以及宇宙膨胀的过程和原因等知识点。
2. 星系和星系结构星系是宇宙中最广泛的天体结构之一，它由许多恒星、行星、星际物质和黑洞等组成。
在大学天体物理课程中，学生将学习关于星系的形成、结构、分类、性质等方面的知识。
例如，学生需要了解银河系和其他类型星系的结构、运动规律、星团、恒星形成区等内容。
3. 恒星和恒星演化恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们通过核聚变反应产生能量，并且具有较长的寿命。
在课程中，学生将学习有关恒星形成的过程，恒星的结构、演化以及不同类型的恒星之间的区别。
学生需要了解恒星的光谱、色指数、绝对星等等恒星性质的测量方法与应用。
4. 行星和行星系统除了恒星外，行星也是宇宙中非常重要的天体之一。
在天体物理课程中，学生需要学习关于行星的形成、运动规律、结构、表面特征以及地外行星的发现等知识。
此外，学生还需要了解关于行星系统的形成、多行星系统、行星轨道特征等相关内容。
5. 星际物质和星际介质星际物质和星际介质是宇宙空间中的一种物质形式，它们由气体、尘埃、离子等组成，并且对天体的形成、演化以及宇宙结构的形成都起着重要作用。
在大学天体物理课程中，学生需要学习关于星际物质的成分、分布、动力学特性等内容，以及星际介质的密度、温度、辐射特性等方面的知识。
6. 黑洞和宇宙奇点黑洞是宇宙中极为神秘的天体结构之一，它的引力场非常强大，甚至连光都无法逃脱。
在天体物理课程中，学生需要学习关于黑洞形成的原因、特征、分类以及它们在宇宙中的作用等内容。
此外，学生还需要了解有关宇宙奇点、时空奇点和宇宙学原理等内容。
上述内容只是大学天体物理课程中涉及的一部分知识点，学生需要通过深入学习和掌握相关内容，才能更好地理解和应用天体物理知识。
天体浪漫物理知识-概述说明以及解释
天体浪漫物理知识-概述说明以及解释1.引言1.1 概述概述天体浪漫，数百年来一直吸引着人们的注意和想象力。
天空中闪烁的星星和行星，壮丽的日出和日落，美丽的流星雨和彩虹，这些令人叹为观止的自然景观总是能够触动人们内心深处的情感。
众多的诗人、作家、艺术家和浪漫分子从这些天体现象中获得了无尽的灵感和创造力。
但除去其浪漫的外表，天体浪漫还富含着丰富的物理知识，了解这些知识可以让我们更好地欣赏和理解这些天体现象。
本文旨在探讨天体浪漫背后的物理原理和意义。
首先，我们将从天体浪漫的起源开始，了解人们对天空的情感和敬畏是如何形成的。
而后，我们将深入探讨天体浪漫的物理原理，包括星星的亮度和颜色、太阳的光谱和磁层、彩虹的形成等等。
通过这些物理原理的解析，我们将更加了解这些浪漫现象背后隐藏的科学奥秘。
最后，我们将总结天体浪漫的意义，讨论它对我们的生活和文化的影响，并展望天体浪漫未来的发展前景。
通过本文的阅读，读者将不仅仅领略到天体浪漫带来的美感和浪漫情怀，更能够通过物理知识的解读，深入了解和欣赏这些天体现象的本质和原理。
无论是天文爱好者、科学爱好者还是浪漫分子，都能从中获得乐趣和启示。
请跟随本文的引导，一起探索天体浪漫的奥秘。
1.2文章结构文章结构部分主要描述了整篇文章的组织和内容安排。
在天体浪漫物理知识这篇长文中，文章结构如下：1. 引言1.1 概述1.2 文章结构1.3 目的2. 正文2.1 天体浪漫的起源2.2 天体浪漫的物理原理3. 结论3.1 天体浪漫的意义3.2 天体浪漫的未来发展在引言部分已经介绍了文章的概述和目的，接下来的正文部分将分为两个主要部分进行阐述。
首先是天体浪漫的起源，这一部分将探讨天体浪漫的起源背景，可能涉及到宇宙中的浩瀚星空、人类对天体的观察和探索过程，以及天体浪漫概念的形成。
其次是天体浪漫的物理原理，这一部分将重点解释天体浪漫现象背后的物理原理和科学解释，可能包括恒星的形成与演化、星际尘埃的分布与星云的形成等相关知识。
光谱分析与元素识别的原理与应用
光谱分析与元素识别的原理与应用光谱分析是一种用于分析物质组成的技术，它通过对物质发出或吸收的光进行分析来确定物质的化学成分。
该技术广泛应用于各个领域，如材料科学、环境科学、生命科学等。
本文将介绍光谱分析的原理和应用，并探讨其中的关键概念。
一、光谱分析的原理光谱分析的原理基于物质对特定波长的光的吸收和发射特性。
当光通过物质时，物质会对特定波长的光产生吸收现象，吸收的波长因物质的组成和结构而异。
通过测量物质对不同波长光的吸收程度，我们可以了解物质的组成。
在光谱分析中，常用的方法有吸收光谱、发射光谱和拉曼光谱。
吸收光谱是通过测量物质对不同波长光的吸收程度来分析物质的成分。
发射光谱则是测量物质在受到激发后发射的特定波长光的强度，从而确定物质的成分。
拉曼光谱则是测量物质散射出来的光的波长和强度，用于确定物质的分子结构。
这些不同的光谱方法在分析不同类型的物质时具有各自的优势和适用性。
二、元素识别的原理元素识别是光谱分析的重要应用之一。
在光谱分析中，元素的识别是通过测量物质对特定波长光的吸收或发射来确定物质中存在的元素。
各种元素对不同波长光的吸收或发射具有独特的特性，称为元素的光谱特征。
元素的光谱特征主要是由元素的电子能级结构和原子核特性决定的。
当光通过物质时，物质中的元素会吸收与其光谱特征相对应的波长光。
通过对吸收光谱进行分析，我们可以确定物质中包含的元素以及其相对含量。
三、光谱分析的应用光谱分析在许多领域都有广泛的应用。
以下是一些常见的应用举例：1. 环境监测：光谱分析可以用于检测空气、水和土壤中的污染物。
通过分析污染物的光谱特征，我们可以快速准确地确定它们的种类和浓度，从而评估环境的质量。
2. 材料科学：光谱分析可以帮助研究人员对材料进行表征和分析。
通过分析材料的光谱特征，可以了解其组成、结构和性质，并为材料的开发和改进提供指导。
3. 医学诊断：光谱分析在医学诊断中有着重要的应用。
例如，通过分析血液中特定物质的吸收光谱，可以检测出某些疾病的存在，并帮助医生做出准确的诊断。
恒星光谱学的奥秘
恒星光谱学的奥秘恒星光谱学是天文学中的一个重要分支，通过研究恒星发出的光谱，可以揭示恒星的性质、组成和演化历史，从而深入了解宇宙的奥秘。
恒星光谱学的发展历程承载着许多科学家的智慧和探索精神，让我们一起揭开恒星光谱学的神秘面纱。
### 1. 光谱的基本概念光谱是指将光按波长进行分解后得到的一系列不同波长的光线。
恒星发出的光经过光谱仪的分析，可以得到恒星的光谱。
光谱可以分为连续光谱、发射光谱和吸收光谱三种类型。
连续光谱是指在所有波长范围内都有连续的光线，如热源发出的光线就是连续光谱。
发射光谱是指在某些波长上出现明亮的发射线，而其他波长上没有光线。
吸收光谱则是在连续光谱的基础上出现了黑色的吸收线，代表了被吸收的特定波长的光线。
### 2. 恒星光谱的特点恒星光谱是恒星发出的光线经过恒星大气层后形成的，其中包含了丰富的信息。
恒星光谱的特点主要表现在以下几个方面：#### (1) 色散关系恒星光谱中不同波长的光线受到恒星大气层的影响，会发生色散现象。
通过观察恒星光谱的色散关系，可以推断出恒星大气层的成分和温度等信息。
#### (2) 谱线特征恒星光谱中的吸收线和发射线代表了不同元素的存在。
通过比对这些谱线的位置和强度，可以确定恒星的化学成分，从而了解恒星内部的物质组成。
#### (3) 多样性不同类型的恒星具有不同的光谱特征，如恒星的光谱可以分为OBAFGKM等不同类型，每种类型的恒星都有其独特的光谱特征，反映了恒星的性质和演化阶段。
### 3. 恒星光谱的分类根据恒星光谱的特征，可以将恒星分为不同的光谱类型，主要包括：#### (1) O型恒星O型恒星是光谱中最热的恒星，其光谱特征为大量的紫外线辐射和强烈的氦和氢发射线。
O型恒星通常是年轻的恒星，具有高温和高亮度的特点。
#### (2) M型恒星M型恒星是光谱中最冷的恒星，其光谱特征为红色的光线和吸收线。
M型恒星通常是老年恒星，温度和亮度较低。
#### (3) 其他类型恒星除了O型和M型恒星外，恒星光谱还包括B、A、F、G、K等类型，它们分别代表了不同温度和化学成分的恒星，反映了恒星的演化历史和性质。
高级物理宇宙学和天体物理的研究
高级物理宇宙学和天体物理的研究物理宇宙学是研究宇宙的起源、演化和结构的学科，涉及到广阔的天空和宇宙中各种天体的性质和相互关系。
而天体物理学是物理学的一个分支，旨在研究和理解各种不同类型的天体，如恒星、星系、行星等的物理性质和行为。
高级物理宇宙学和天体物理的研究为我们揭示了宇宙中的奇妙现象和深刻规律。
一、宇宙的起源与演化从宇宙大爆炸理论到宇宙膨胀的证据，高级物理宇宙学为我们提供了了解宇宙起源和演化的重要线索。
宇宙的起源与演化可以通过研究宇宙微波背景辐射、宇宙尘埃的分布以及星系的分布等来推断。
现代天文学通过观测和探测，探索了宇宙诸多奇特的现象，如暗能量和暗物质的存在，黑洞和中子星等天体的特性等。
二、恒星和星系的研究恒星是宇宙中最常见的天体类型之一。
高级天体物理学家通过研究恒星的形成、演化和死亡过程，揭示了恒星内部核聚变反应的机制以及恒星质量与寿命的关系。
同时，对于恒星的观测还可以提供宇宙年龄、星团形成以及星际尘埃的性质等重要信息。
而星系则是成千上万颗恒星和星际物质的庞大系统，研究星系可以帮助我们认识宇宙的大尺度结构和演化规律。
三、行星和行星系的研究高级物理宇宙学和天体物理学也研究行星及行星系的形成和演化。
通过对行星内部组成、大气层结构以及表面特征的研究，我们可以了解到行星的物理性质和环境条件，从而推测是否适合支持生命的存在。
此外，行星系的研究还可以揭示行星的运动规律和互相影响的机制。
四、宇宙学参数和规律的探索在高级物理宇宙学和天体物理学的研究中，我们常常需要推断和测量宇宙学参数，如宇宙的膨胀速率、物质密度和引力常数等。
通过观测和理论计算，我们可以精确地了解宇宙的结构和演化，并验证各种宇宙学模型的有效性。
这有助于提升我们对宇宙起源、演化和未来发展的理解。
总结起来，高级物理宇宙学和天体物理学的研究使我们能更好地了解和认识宇宙的起源、演化和结构。
通过研究宇宙中各种天体的性质和相互关系，我们能揭示宇宙的奥秘，验证和发展宇宙学模型，最终推进人类对宇宙的认知。
光谱学揭开星体的秘密
光谱学揭开星体的秘密光谱学是一门研究物质通过光的相互作用而产生的现象的学科，它在天文学中扮演着非常重要的角色。
通过观察和分析星体的光谱，我们能够揭开许多关于宇宙的秘密。
本文将介绍光谱学的基本原理和方法，并展示它在探索星体和宇宙中的应用。
一、光谱学的基本原理光谱学的基本原理是利用物质对光的吸收、发射和散射的特性来研究物质的组成和性质。
当光通过一种物质时，物质中的原子或分子吸收特定波长的光，产生吸收谱。
而当物质被加热或激发时，会发射出特定波长的光，形成发射谱。
通过观察和分析光谱图，可以推断出物质的成分、温度、密度等信息。
二、光谱学的观测方法1. 光电探测器：使用光电探测器可以将光信号转化为电信号，提高观测的灵敏度和精度。
常见的光电探测器包括光电二极管、光电倍增管和CCD（电荷耦合器件）等。
2. 分光仪：分光仪用来将入射光按波长进行分离，产生光谱图。
常见的分光仪包括光栅、棱镜和光纤光谱仪等。
光栅分光仪利用光栅的光栅作用，将入射光按照波长进行衍射和干涉，得到连续的光谱图。
棱镜分光仪则利用棱镜的折射和色散效应，将入射光分散成不同波长的光束。
3. 高分辨率光谱仪：高分辨率光谱仪可以提供更精细的光谱信息。
例如，通过将星体的光与参照光源的光进行干涉，可以获得高分辨率的光谱。
三、光谱学在星体研究中的应用1. 确定星体的化学组成：根据物质吸收和发射光的特征波长，可以确定星体的化学组成。
例如，通过观测某一星系的光谱，我们可以得知其中存在氢、氧、氮等元素。
2. 研究星体的物理性质：星体的光谱还可以提供关于星体物理性质的重要信息，例如温度、密度、速度等。
通过分析星体的谱线宽度、强度和移动速度，可以推断出星体的温度和运动状态。
3. 探索宇宙的演化和历史：通过观测宇宙中不同时期和不同位置的星系的光谱，可以了解宇宙的演化和历史。
例如，通过观测宇宙微波背景辐射的光谱，我们可以了解到宇宙最早的状态和结构。
4. 发现新的星系和恒星：光谱学在天文学中还广泛应用于发现新的星系和恒星。
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光谱型
• 对温度和光谱关系的 认识，使人们能够按 照温度的高低将各种 光谱整理分类。
• 哈佛分类法： Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! 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
Spectral classes Approximate surface temperature (K) O 40,000
天狼星视星等是-1.45等，距离为2.7秒差距，绝对星等＋1.5 等。 太阳视星等达到-26.7等，绝对星等才只有＋4.83等。
（2）造父变星法
•恒星的相对位置几乎保持不变，明亮程度也似 乎不发生变化因而称它们为恒星。 •事实上，恒星有很高的运动速度，有的可超过 每秒一千公里；亮度也在发生变化，有各类变星， 造父变星是特殊的一类。 •造父变星： 1784年，发现仙王座δ星是变星， 我国叫做“ 造父一”。造父一最亮时是3.6等， 最暗时是4.3等，周期性变化（5.37天）。后来 发现的造父变星越来越多， 成为一种类型－造 父型变星。
• 谱线的宽度可以给我们恒星的自转的信息。
• 多普勒效应 （观测波长－真正波长）/真正波长＝速度/光速
定义红移量： Z 0 Vr
0
c
•恒星自转引起的谱线展宽。 •自转引起的多普勒展宽很独特，可以与其他因素 产生的展宽区分开来。
•发出辐射的原子的 无规则热运动可以 导致谱线展宽。 •原子的运动随温度 升高而加快，所以 这种类型的谱线展 宽在热星上特别显 著。
• 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。
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。 太阳大气： 按质量计， 约 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。
（3）光谱与磁场
• 三角视差法的局限性
A、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。 B、地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01″。 C、Hipparcos卫星 （1989年8月发射） 角分辨率达到0.002″， 测量了距离500pc以内 约100万颗恒星的距离。
二、恒星距离的测量
• 三角视差法 • 造父变星法 • 红移方法
第三讲
一、光谱能够告诉我们什么？ 二、距离的测量
一、光谱能够告诉我们什么？
太阳光经过棱镜后被分为七色光 波长从400nm---700nm(纳米）
• 可以近似用黑体辐射来确定恒星表面温度。
•依据：维恩位移定律 最大的辐射所对应的波长与辐射源的温度成反比。 如果以开尔文温标量度温度，以纳米为波长单位， 有： 6 3 10 最大 T
光度(L)
对于温度为T的黑体辐射： 2 4 L 4R T 其中，L是单位时间辐射的能量，σ是斯忒藩玻耳兹曼常数，R是恒星的半径。
恒星表面都可近似认为是黑体辐射。
视星等
视星等：公元前2世纪古希腊希 帕恰斯首先用肉眼估计了星的 亮度，按明暗程度分成等级（6 级）。
1850年，普森注意到，星等和 亮度有一定的关系，1等星比6 等星大约亮100倍，相邻2个星 等亮度差2.512倍。取零星等亮 度E为单位1，有普森公式： m=-2.5×lgE。(m为视星等)
塞曼效应：19世纪末物理学家发现在均匀磁场
中，原子辐射产生的某一条发射谱线要分裂为 两条或三条，分裂程度与磁场强弱有关。天文 学家利用塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场 的设备。
太阳是唯一的一颗能给出表面磁场分布的恒 星。
（4）光谱与恒星的自转
• 在没有外界因素时，原子的谱线的自然宽度 非常窄。谱线展宽的主要原因是多普勒效应。
怎样解释？？？
连续光谱和吸收线
基尔霍夫光谱三定律
（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现） ① 炽热的固体、液体或高压气体发出连续光谱； ② 低压稀薄炽热气体发出某些单独的明亮谱线， 即发射线； ③ 较冷的气体在连续光源前面产生吸收谱线。
黑体
星云气体
吸收线
连续谱 发射线
1、太阳会产生连续光谱，它一定是非 常致密（相对与稀薄气体而言）的天 体，是固体、液体或者是密度极高的 气体。（太阳平均密度1.409g/cm3） 2、太阳光谱上有吸收线，可以推断太 阳是被一层由稀薄气体构成的大气包 围着。
•非常遥远星系不可能观测其造父变星，造父变星测 距法只能测邻近星系（ 108pc ）的距离。
（3）红移方法
• 1929年，哈勃通过测定40 多个邻近星系的红移和距离 提出了著名的哈勃定律：即 河外星系视向退行速度（千 米/秒）和距离（兆秒差距） 成正比：
• 据多普勒效应，有： 0 V Z 0 c
恒星光谱的形成：
•连续光谱来自相对较热、致密的恒星内部。 •吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。
（1）光谱与温度
• 温度对谱线强度有重要影响： 温度决定了大量原子中有多大比例在激发态上， 有多大比例在电离状态。因而，通过一些特征谱 线进行比较，可以找到该光谱相应的温度。
• 以656.3nm的氢谱线为例。这是氢从第三能级到第二能级 的跃迁谱线。所以，只有在处于第二能级原子比较多时， 才出现较强656.3nm吸收线。 如果温度太低，原子间碰撞太弱，大部分原子处于基 态； 而温度太高，碰撞太强烈，大部分原子将被电离； 只有温度适中（约10000k）时， 656.3nm吸收线才比 较强。
红移量Z可以从光谱中测出， 我们可以得到星体的 退行速度。 这样，可以进 一步求出距离。 •红移方法可以用来求遥远 星系、类星体的距离。
V H0r
其中， H 0 是哈勃常数： 73千米/(秒· 兆秒差距）
距离范围
太阳系 （<40AU)
测定方法
雷达，三角视差
邻近恒星（<50pc）
三角视差
较远恒星和银河 分光视差， 威尔逊-巴普法 ，运动星团 星团（约3x104pc) 球状星团 （约3x105pc) 邻近星系 （108pc) 远星系 遥远星系 主序重迭法 造父变星 ，HII区， O型星，新星 星系亮度 红移方法
• 1543年，《天体运动论》发表，300年后才开始测出恒 星视差！ • 德国 贝塞尔 1838年 天鹅座61星， 0.314 " (今测值0.294 ") 1839年 半人马座α星， 0.91 " (今测值0.76 ")
• 英国 亨德森
• 俄国 斯特鲁维 1840年 织女星， 0.26 “ (今测值0.13 ")
• 通过分析光谱型得到的恒星表面温度比用黑体辐 射得到的更准确些。 原因:
恒星只是近似的黑体，光谱型则与温度有精确的对应关系。
（2）光谱与化学组成
•除了温度，对谱线强度有很大影响的还有各种元素 的含量。 • 当恒星的大气温度已知时，温度对谱线强度的影 响可以考虑进去。这样，就可以根据光谱中吸收线 的强度来决定恒星大气的各种元素的丰度（即各种 元素的比例）。
小 结
• • • • • 黑体辐射 光谱型 吸收线强度 吸收线的分裂 吸收线的宽度 表面温度，单位面积辐射功率 表面温度 表面大气的化学组成 磁场 自转速度
二、恒星距离的测量
• 三角视差法 • 造父变星法 • 红移方法
（1）三角视差法
周年视差：
p
dห้องสมุดไป่ตู้
p
隔半年两次观测同一颗 星，其视位置会发生变 化；变化的角度 p 称为 周年视差，简称视差。
秒差距（pc）：
视差 p 等于1角秒时， 距离 d 为1秒差距，记 为1pc。
1 pc 206,265 AU
例：某恒星视差为0.01″ ,则该恒星距离为 100 秒差距。
半径1AU
太阳 地球轨道
半径1厘米
1pc
1角秒
2千米
1角秒
最近的恒星:半人马座α 星，视差为0.76 " 如果我们站到这个恒星上看，日地距离只有0.76角秒的张角！
•恒星得到观测者的强度与距离的平方成反比。 （离恒星距离为d1和d2的地方单位面积接受到 的功率分别是L/4πd12 和L/4πd2 2） • 恒星离我们越远越暗。
绝对星等
• 视星等不是恒星真实发光能力。
• 把恒星移到10秒差距处再比较它们的亮度（视星 等）, 其视星等叫做绝对星等（M）。 M＝ m＋ 5－ 5lgp’’ 例：
B
A F
20,000
10,000 7,500
G
K
5,500
4,500
M
3,000
各光谱型的颜色和主要光谱特征﹕
O型﹕蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦﹑中性氦和氢线﹔ 二次电离碳﹑氮﹑氧线较弱。 B型﹕蓝白色。氢线强﹐中性氦线明显﹐无电离氦线﹐ 但有电离碳﹑氮﹑氧和二次电离硅线。 A型﹕白色。氢线极强﹐氦线消失﹐出现电离镁和电离钙线。 F型﹕黄白色。氢线强﹐但比A型弱。 电离钙线大大增强变宽﹐出现许多金属线。 G型﹕黄色。氢线变弱﹐金属线增强﹐电离钙线很强很宽。 K型﹕橙色。氢线弱﹐金属线比G型中强得多。 M型﹕红色。氧化钛分子带最突出﹐金属线很强﹐氢线很弱。
维恩位移定律
太阳的 观测曲 线和 5800K 的黑体 辐射谱 的比较
• 黑体辐射另一重要定律：斯忒潘—玻耳兹曼定律
E T
4
其中，E是单位时间单位面积的辐射能量。
例如： 一颗表面温度为30，000度的蓝星上单位面积 的辐射功率是太阳的54倍，即625倍。
太阳光谱
在太阳连续光谱的上面有 许许多多的粗细不等、分 布不均的暗黑线，共有2 万多条。
造父变星的光变曲线： 变化周期几天至几月
造父变星的周光 关系：
美国女天文学家勒维 特发现，造父变星的 光度（绝对星等）与 光变周期的对数成正 比关系。
•测出造父变星的光变周期，利用周光关系曲线，可 知造父变星的绝对星等。 再由关系式 M＝ m＋5－5lgp’’，算出造父变星 的距离。 •由于造父变星是黄色的超巨星，可以看到星团以及 邻近星系的造父变星。所以这种方法可测定星团、 星系等的距离。