观测天体物理学4-8pdf
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天体物理学
• 天体物理学从研究方法来说，可分为实测天体物 理学和理论天体物理学。 • 前者研究天体物理学 中基本观测技术、 各种仪器 设备的原理和结构，以及观测资料的分析处理， 从而为理论研究提供资Байду номын сангаас或者检验理论模型。光 学天文学是实测天体物理学的重要组成部分。 • 后者则是对观测资料进行理论分析，建立理论模 型，以解释各种天象。同时，还可预言尚未观测 到的天体和天象。
• ④恒星天文学。 研究银河系内的恒星、星 团、星云、星际物质等的空间分布和运动 特性，从而深入探讨银河系的结构和本质。 •
• •
⑤星系天文学，又称河外天文学。 研究星系（包括银河系）、星系团、 星系际空间等的形态、结构、运动、组成、 物理性质等。
• ⑥宇宙学。 • 从整体的角度来研究宇宙的结构和演 化。包括侧重于发现宇宙大尺度观测特征 的观测宇宙学和侧重于研究宇宙的运动学 和动力学以及建立宇宙模型的理论宇宙学
• •
③恒星物理学。 研究各种恒星的性质、结构、物理状 况、化学组成、起源和演化等。银河系的 恒星有一、 二千亿颗，其物理状况千差万 别。有些恒星上具有非常特殊的条件，如 超高温、超高压、超高密、超强磁场等等， 这些条件地球上并不具备。利用恒星上的 特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学 的重要任务。
天体物理学按照研究对象，可分为：
• • ①太阳物理学。 研究太阳表面的各种现象、太阳内部 结构、能量来源、化学组成等。太阳同地 球有着密切的关系。研究太阳对地球的影 响也是太阳物理学的一个重要方面。
•
• ②太阳系物理学。 • 研究太阳系内除太阳以外的各种天体， 如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗 星。行星际物质等的性质、结构、化学组 成等。
• 。 • ⑦天体演化学。 • 研究天体的起源和演化。对太阳系的起源和演化的研究起步最早。 虽然已取得许多重要成果，但还没有一个学说被认为是完善的而被普 遍接受。恒星的样品丰富多彩，对恒星的起源和演化的研究取得了重 大进展，恒星演化理论已被普遍接受。对星系的起源和演化的研究还 处于摸索阶段。 • • 天体物理学的各分支学科是互相关联、互相交叉的。随着新技术、新 方法、新理论的出现和应用，天体物理学中涌现了一些新的分支学科， 如射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。天体物 理学同其他学科也是互相交叉、互相渗透的。近年来，也出现了一些 交叉性的学科，如天体化学、天体生物学等
• ④恒星天文学。 研究银河系内的恒星、星 团、星云、星际物质等的空间分布和运动 特性，从而深入探讨银河系的结构和本质。 •
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⑤星系天文学，又称河外天文学。 研究星系（包括银河系）、星系团、 星系际空间等的形态、结构、运动、组成、 物理性质等。
• ⑥宇宙学。 • 从整体的角度来研究宇宙的结构和演 化。包括侧重于发现宇宙大尺度观测特征 的观测宇宙学和侧重于研究宇宙的运动学 和动力学以及建立宇宙模型的理论宇宙学
• •
③恒星物理学。 研究各种恒星的性质、结构、物理状 况、化学组成、起源和演化等。银河系的 恒星有一、 二千亿颗，其物理状况千差万 别。有些恒星上具有非常特殊的条件，如 超高温、超高压、超高密、超强磁场等等， 这些条件地球上并不具备。利用恒星上的 特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学 的重要任务。
天体物理学按照研究对象，可分为：
• • ①太阳物理学。 研究太阳表面的各种现象、太阳内部 结构、能量来源、化学组成等。太阳同地 球有着密切的关系。研究太阳对地球的影 响也是太阳物理学的一个重要方面。
•
• ②太阳系物理学。 • 研究太阳系内除太阳以外的各种天体， 如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗 星。行星际物质等的性质、结构、化学组 成等。
• 。 • ⑦天体演化学。 • 研究天体的起源和演化。对太阳系的起源和演化的研究起步最早。 虽然已取得许多重要成果，但还没有一个学说被认为是完善的而被普 遍接受。恒星的样品丰富多彩，对恒星的起源和演化的研究取得了重 大进展，恒星演化理论已被普遍接受。对星系的起源和演化的研究还 处于摸索阶段。 • • 天体物理学的各分支学科是互相关联、互相交叉的。随着新技术、新 方法、新理论的出现和应用，天体物理学中涌现了一些新的分支学科， 如射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。天体物 理学同其他学科也是互相交叉、互相渗透的。近年来，也出现了一些 交叉性的学科，如天体化学、天体生物学等
天体物理观测实验课程
课前要求：了解天文望远镜的分类，架构，光路等基础知识。
操作仪器：天文系圆顶40厘米望远镜
需要根据天气调整授课时间。
主要内容：
1 实地了解天文望远镜的观测流程，包括圆顶、望远镜、电脑操作系统的开启、望远镜的指向校准、调焦。最后在目镜或CCD相机中找到要观测的目标天体。学生经讲解和演示后，将分组完成上述实际操作。
2) 使学生了解并掌握基本的光学测光和光谱处理方法，通过具体实例的讲解，让学生了解天文数据处理的基本原理，并至少掌握一种天文常用的测光和光谱处理的方法，能够独立完成课程要求的数据处理工作。
3) 使学生了解并掌握具体天体物理参数，如星等、光度、谱线流量等，的测量和简单的误差分析。
4) 通过一系列的观测实践，使学生了解望远镜和探测器的性能，能够根据科学目标设计观测项目、选择仪器的观测参数、估算、模拟观测结果，能够根据科学目标完成真实有效的观测申请。
（四）观测实践III （3学时 ）负责教师 王然
课前要求：了解恒星光谱分类的基本知识。
操作仪器： 天文系圆顶40厘米望远镜，光栅
使用光栅进行恒星光谱拍摄。
可能需要根据天气调整授课时间。
（五）测光基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 王菁
天文测光的预备知识：相关物理量和天文单位，应用意义，常用测光软件
图像处理：过程讲解和实例详解
图像处理：实习操作
图像分析：流量总量，流量面密度分布，源的形态分析
图像分析：实习操作
（六）光谱处理基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 江林华
光谱观测的预备知识、光谱观测的分类、光谱观测的过程
长缝光谱的处理：实例详解；
长缝光谱的处理：实习操作；
其它光谱的处理：多缝、多光纤、cross-dispersion、无缝光谱等。
操作仪器：天文系圆顶40厘米望远镜
需要根据天气调整授课时间。
主要内容：
1 实地了解天文望远镜的观测流程，包括圆顶、望远镜、电脑操作系统的开启、望远镜的指向校准、调焦。最后在目镜或CCD相机中找到要观测的目标天体。学生经讲解和演示后，将分组完成上述实际操作。
2) 使学生了解并掌握基本的光学测光和光谱处理方法，通过具体实例的讲解，让学生了解天文数据处理的基本原理，并至少掌握一种天文常用的测光和光谱处理的方法，能够独立完成课程要求的数据处理工作。
3) 使学生了解并掌握具体天体物理参数，如星等、光度、谱线流量等，的测量和简单的误差分析。
4) 通过一系列的观测实践，使学生了解望远镜和探测器的性能，能够根据科学目标设计观测项目、选择仪器的观测参数、估算、模拟观测结果，能够根据科学目标完成真实有效的观测申请。
（四）观测实践III （3学时 ）负责教师 王然
课前要求：了解恒星光谱分类的基本知识。
操作仪器： 天文系圆顶40厘米望远镜，光栅
使用光栅进行恒星光谱拍摄。
可能需要根据天气调整授课时间。
（五）测光基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 王菁
天文测光的预备知识：相关物理量和天文单位，应用意义，常用测光软件
图像处理：过程讲解和实例详解
图像处理：实习操作
图像分析：流量总量，流量面密度分布，源的形态分析
图像分析：实习操作
（六）光谱处理基础、软件使用 、实例讲解和操作实习（8学时）负责教师 江林华
光谱观测的预备知识、光谱观测的分类、光谱观测的过程
长缝光谱的处理：实例详解；
长缝光谱的处理：实习操作；
其它光谱的处理：多缝、多光纤、cross-dispersion、无缝光谱等。
《天体物理小知识》课件
天体物理学家参与设计和实施空间探测任务，探索 太阳系和宇宙深空中的天体。
载人航天
天体物理学家为载人航天任务提供技术支持 和科学指导，确保宇航员的安全和任务成功 。
宇宙探索
暗物质和暗能量的性质，揭示宇宙中
隐藏的物质和能量。
宇宙微波背景辐射
02
天体物理学家研究宇宙微波背景辐射，了解宇宙大爆炸后宇宙
天体物理的研究范围
总结词
天体物理的研究范围包括天体的结构、组成、演化过程、相互作用以及宇宙的 起源和演化等。
详细描述
天体物理的研究范围非常广泛，包括恒星的形成和演化、行星和卫星的物理特 性、星系的结构和演化、宇宙射线、黑洞和暗物质等。这些研究有助于我们深 入了解宇宙的起源和演化，以及天体的形成和演化过程。
值。
04
天体物理现象
黑洞
黑洞是一种极度密集的天体，其引力强大到连光也无法逃逸 。黑洞的形成通常与恒星死亡有关，当一颗质量巨大的恒星 耗尽燃料并发生超新星爆炸后，其核心可能会坍缩形成黑洞 。
黑洞的内部被称为事件视界，任何进入这个区域的物质和光 线都会被无情地吞噬，永远无法返回。尽管我们无法直接看 到黑洞，但可以通过观测黑洞对周围环境的影响来推断其存 在。
宇宙射线研究
天体物理学家研究宇宙射 线，了解其产生机制、传 播途径和与天体的相互作 用。
星系和恒星演化
通过观测星系和恒星的演 化过程，天体物理学家能 够揭示宇宙的起源、演化 和最终命运。
航天技术
卫星导航
天体物理学家利用卫星轨道和时间测量技术 ，为全球卫星导航系统提供精确的定位和时 间服务。
空间探测
行星探索
人类通过探测器对行星进行探索，已 发现多个可能适宜人类居住的行星。
卫星
载人航天
天体物理学家为载人航天任务提供技术支持 和科学指导，确保宇航员的安全和任务成功 。
宇宙探索
暗物质和暗能量的性质，揭示宇宙中
隐藏的物质和能量。
宇宙微波背景辐射
02
天体物理学家研究宇宙微波背景辐射，了解宇宙大爆炸后宇宙
天体物理的研究范围
总结词
天体物理的研究范围包括天体的结构、组成、演化过程、相互作用以及宇宙的 起源和演化等。
详细描述
天体物理的研究范围非常广泛，包括恒星的形成和演化、行星和卫星的物理特 性、星系的结构和演化、宇宙射线、黑洞和暗物质等。这些研究有助于我们深 入了解宇宙的起源和演化，以及天体的形成和演化过程。
值。
04
天体物理现象
黑洞
黑洞是一种极度密集的天体，其引力强大到连光也无法逃逸 。黑洞的形成通常与恒星死亡有关，当一颗质量巨大的恒星 耗尽燃料并发生超新星爆炸后，其核心可能会坍缩形成黑洞 。
黑洞的内部被称为事件视界，任何进入这个区域的物质和光 线都会被无情地吞噬，永远无法返回。尽管我们无法直接看 到黑洞，但可以通过观测黑洞对周围环境的影响来推断其存 在。
宇宙射线研究
天体物理学家研究宇宙射 线，了解其产生机制、传 播途径和与天体的相互作 用。
星系和恒星演化
通过观测星系和恒星的演 化过程，天体物理学家能 够揭示宇宙的起源、演化 和最终命运。
航天技术
卫星导航
天体物理学家利用卫星轨道和时间测量技术 ，为全球卫星导航系统提供精确的定位和时 间服务。
空间探测
行星探索
人类通过探测器对行星进行探索，已 发现多个可能适宜人类居住的行星。
卫星
天体物理课件
三、大爆炸宇宙学
• 宇宙学原理：宇宙在大尺度上是均匀癿
稳恒态宇宙学
• 宇宙无边无际，无始无终，基本保持同一状态 • ----若宇宙有限，其边界在何处？边界外是什么？ • ----若宇宙有限，则有中心，其中心在何处？
奥伯斯佯谬----夜空为什么是黑癿
• 一个恒星癿星光按距离平斱反比减弱 • 一个同厚度同心天球壳内癿恒星数按距离平斱 正比扩大 • ----此球壳癿亮度不距离无关，为常数 • ----宇宙无限，无限多个球 • 壳癿总亮度是无限大 • ----天空永进无限亮
星系团
• 几百个星系组成 • 直径达几百万到几千万光年 • 本星系群：银河系，仙女星系，三角星系，大 麦哲伦星云等组成
• 星座：
• 用假想的线条将亮星连接起来，构成各种各样 的图形，或人为地把星空分成若干区域，这些 图形连同它们所在的天空区域，西方叫做星座。 • 1928年，国际天文联合会正式公布了88个 星座， • 星座大小相差悬殊，所含星数也各不相同， 同一星座的星无任何物理联系。 • --星座不是星系!也不是星团!
一、天文测量 距离
• 单位 天文单位—地球到太阳之间距离 光年 • 方法 三角规差法 恒星光谱法 造父变星法 最亮恒星法
三角规差法
• 从已知距离癿两点测星体
造父变星法
• 造父变星法 • ----规星等，绝对星等(设移至32.6光年进处所见 星等) • 太阳:规星等 -26.7等; 绝对星等 4.85等 • 织女星:规星等 0.03等; 绝对星等0.6等 • ----二者之差只不距离有关
• 质光定律：恒星光度不其质量癿六次斱成正比 • 原因：质量大—>相互引力大 • —>平衡引力癿内部压力大 • (由热能和辐射能引起) • —>更快燃烧—>更亮 • 推论：越年轻越亮
天体物理性质及其测定
M m 5 5lgd
• 2天体测光与星等：
光度测定是指测量来自有限波段范围内 的辐射流，简称测光，由望远镜和辐射 接收器完成，一般以星等表示。下面只 介绍几种最一般的测光方法。
（1）目视测光与目视星等（精度低约0.02-0.2星等） （2）照相测光与照相星等（精度不高，达0.05星等） （3）光电测定与光电星等（精度最高可达0.0050.01星等） （4）其他，CCD和数码相机等
1月球的距离
测量方法：三角视差法 视差是观测者在两个不同的位置看同一个天体的方向 之差。视差可以用基线在天体初的张角来表示。当基 线一定时，天体越远视差越小，天体越近视差越大。 视差与天体距离之间存在着简单的三角关系，测定视 差可以确定天体的距离。天体视差的测量是确定天体 距离的最基本方法，称为三角视差法
二、天体的光谱分析
牛顿发现的一束阳光通过三棱镜后发生折 射的光谱图
光谱可分为三种类型，即连续光谱、明线光谱和吸 收光谱。1858年德国物理学家基尔霍夫发现产生这 三种光谱的原因：
1连续光谱：炽热的固体，液体或者高温高压下的气体产生 的（如普通的钨丝灯） 2明线光谱：稀薄炽热的气体或者蒸汽产生的单色的，分离 的明线状光谱（如纳等各种化学元素） 3吸收光谱：由产生连续光谱的光源发射的光，穿过低压下 稀薄气体或蒸汽，就有吸收线（即暗线）迭加在连续光谱 上 在上述光谱分类基础上，于次年基尔霍夫提出了 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的基础。
三、天体质量的测定 1. 地球质量 （1）扭秤法 早期测定地球质量的方法之一，是1798年英国学者 卡文迪许设计的扭称法。 （2）天平法 从上述实验不难看出，m对 m1的引力，就等于n的重力， 即地球对n的引力。我们仍以 M⊕为地球的质量，R⊕为地 球的半径，G为引力常数，则 有：
天体物理学
T R
考虑尺度R介质
引力~GM2/R2（质量M~R3） 热压力~PR2为（理想气体P=kT/m） 引力>压力 kT R ~ Gm
当介质尺度大于时，将导致引力不稳定
/rxxu R. X. Xu
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
4，Lane-Emden方程与“标准模型”
流体静力平衡方程 未知数：、P 其中
dP Gm(r ) (r ) dr r2
m(r ) 4 ( x) x 2dx
0 r
Lane-Emden方程:
状态方程：P=P()；多方形式P = K
这里定义了新标度的密度变量 和矢径坐标 ：
'' ' n 0
= 1+1/n
2
1 1 ( n 1) K n n 0 ; r a , a 0 4 G
边条件:
(0) 1 '(0) 0
“Intro. to Astrophysics”
d,稳定氢核燃烧的主序星
+ 盘（行星） 大质量恒星形成研究的困难：
塌缩时标短 观测困难 观测对理论模型筛选不够
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
Jeans不稳定与恒星形成
恒星主序前演化：Hayashi相
dP Gm(r ) (r ) dr r2
Newton引力流体静力平衡 对比：Einstein引力 （理想流体TOV方程）
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
周光关系
天体物理实验报告
天体物理实验报告天体物理实验报告引言：天体物理是研究宇宙中各种天体及其相互作用的学科。
通过进行天体物理实验，我们可以更深入地了解宇宙的奥秘。
本报告将介绍我所参与的一项天体物理实验，探索宇宙的宏大之美。
实验目的：本次实验的目的是研究恒星的形成和演化过程。
恒星是宇宙中最基本的天体单位，了解恒星的形成和演化对于理解宇宙的起源和发展具有重要意义。
实验装置：我们使用了一台先进的天文望远镜和一套高精度的光谱仪。
望远镜能够观测到远处的恒星，并记录下它们的光谱信息。
光谱仪则可以帮助我们分析光谱数据，从而得到恒星的物理特性。
实验过程：首先，我们选择了一批距离地球较近的恒星进行观测。
这些恒星的光谱数据已经被记录下来，我们需要对其进行分析。
通过光谱数据，我们可以得到恒星的光度、温度、化学成分等信息。
接下来，我们使用光谱仪对这些恒星的光谱数据进行处理。
光谱仪能够将光分解成不同波长的光线，我们可以观察到恒星的光谱线。
根据光谱线的形状、强度和位置，我们可以推断出恒星的物理特性。
在分析光谱数据的过程中，我们发现了一些有趣的现象。
例如，某些恒星的光谱线呈现出明显的位移，这说明这些恒星正在运动。
通过测量位移的大小，我们可以计算出恒星的速度和运动方向。
此外，我们还发现了一些恒星的光谱线呈现出周期性的变化。
这可能意味着这些恒星存在伴星，它们之间通过引力相互影响，导致光谱线的变化。
通过进一步观测和分析，我们可以研究这些恒星的轨道参数和质量。
实验结果：通过对光谱数据的分析，我们得到了一些有关恒星的重要结果。
我们发现，恒星的光度与温度之间存在一定的关系，这被称为亮度-温度关系。
根据这个关系，我们可以推断出恒星的亮度，从而得到它的距离。
此外，我们还发现了一些恒星的光谱中存在特殊的吸收线，这些吸收线可以告诉我们恒星的化学成分。
通过比较不同恒星的光谱，我们可以研究宇宙中元素的丰度分布和演化过程。
结论：通过这次实验，我们对恒星的形成和演化有了更深入的了解。
天体物理宇宙学及物理学电子书合辑cosmicmicrowavebackgroundobservables
Morale: insist with the CMB, still for many years…that’s the best we have for long…
See
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horizon
Cosmological expansion, Thomson cross section and electron abundance conspire to activate decoupling about 300000 years after the Big Bang, at about 3000 K CMB photon temperature
Generalities and historical remarks
Expanding universe ⇒ CMB
compression in the early
stages of an expanding
universe causes lots of
radiation
arising from
CMB anisotropy: lensing
EB
Forming structures - lenses acceleration
Last scattering
Anisotropies
See
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• Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) on the ESO Very Large Telescope (VLT UT2-耐氏焦点).
4.8.3. 谱线的加宽机制 (1) 谱线的自然宽度 根据测不准原理，能级有一定的宽度，谱线 也会有一定的宽度
的辐射流量。
剩余强度rλ 随波长变化的曲线称谱线轮廓，是用谱线邻近的连 续谱做归一化后的曲线。吸收线最小处为线心λ0(发射线相反) ，线心处 rλ取最小值(或最大值)，连续谱的 rλ = 1
(2)谱线半宽 (FWHM) —Full Width at HalfMaximum)
rλ 无单位量纲
定义: 谱线深度 Rλ = 1 − rλ 线心深度 Rλ0 = 1 − rλ0 则线心深度一半处 所对应的谱线的全 宽度称FWHM。
(2) 仪器轮廓的测定与改正 在做谱线轮廓高精度测量时，必须考虑仪器轮廓的改正 及光谱仪中杂散光的影响。 仪器轮廓主要是分光仪器狭缝的衍射及仪器中其他因素 造成的。 测定仪器轮廓，可用几种能产生很窄谱线的光源，如汞 同位素灯、激光、地球大气吸收线(λ=686.7nm和 λ=759.3nm)，这些光源称δ函数光源。 观测得到的谱线观测轮廓D’(λ)是谱线真轮廓D(λ)和仪 器轮廓I(λ)的叠加。若真轮廓有一定宽度，则其每个波 长处可看为无限窄的谱线通过仪器后受仪器轮廓影响呈 现一定的分布，观测轮廓就是这些小轮廓的叠加。
Fλ (1 − ) dλ FC
4.8.2. 谱线轮廓的测定 谱线轮廓的测定要求高分辨率光谱仪拍摄的光谱， R=104以下可测等值宽度，105以上可测谱线轮廓。根据 观测目标与课题要求，来选用光谱仪(卡焦和折轴)。 在观测时除待测星外，还要观测分光标准星、定标灯、 CCD的bais、暗流和平场(flat)。 (1) CCD光谱的资料处理 一般用美国光学天文台(NOAO)编制的大型天文软件 包IRAF进行资料处理(或欧南台ESO编制的MIDAS软 件包)，它们都包含专门处理CCD光谱的子程序包。 资料处理的步骤(略)。 用IRAF处理兴隆2.16m卡焦光谱为例：
1. 本底，平场的处理（液氮制冷CCD，暗流可不考虑） 2. 去除宇宙线、热点、死点； 3. 抽取一维谱(目标星和标准星)，同时消除背景影响 4. 波长定标：将CCD上的像素点坐标转换为波长坐标， 利用当天拍摄的He/Ar(氦/氩)灯，抽取灯谱，灯谱波
长认证； 5. 色散轴改正； 6. 流量定标（根据标准星的位置与流量，考虑大气消光） 7. 连续谱归一化； 8. 谱线分析：谱线轮廓、等值宽度、半宽，中心波长等
利用计算机可方便地进行付里叶变换和逆变换运算，求 出真轮廓D(λ)。 因仪器轮廓仅使谱线内的能量重新分配，不影响总能量， 所以仅对谱线轮廓产生影响，不影响等值宽度。 观测经验表明， 仪器轮廓对弱线 (EWλ<0.1Å)影响较 大。当用小色散光 谱仪得到弱线时， 须考虑仪器轮廓的 改正；若真轮廓比 仪器轮廓大3~4倍， 可不考虑。
线心 书上有误P169 线翼
(3) 等值宽度(Equivalent Width — EW)： 描述谱线的总吸收(或总发射)强度
EWλ = ∫ R (λ )dλ = ∫ (1 − rλ )dλ = ∫
0 0 ∞ ∞ ∞ 0
单位是nm(波长) EWλ表示由谱线轮廓和连续光谱背景 所包围的面积，是该元素吸收(或发射)的 全部能量。实际积分上下限不是[0, ∞]， 而是谱线外两边狭小的范围。因谱线两边 为连续谱，R(λ)为零。 通常用一个矩形来表示等值宽度，它 的高度为1(rλ)，宽度正好为EWλ，与天体 的温度、密度和丰度等物理量有关。 EWλ的误差主要来自对连续谱FC 确定 的误差, 低色散光谱只能测定等值宽度。
太阳黑子是强磁场区，磁场强度约3500-4500Gs，只有 用高分辨的光谱仪才可测量。 对弱磁场(0.1Gs)，主要是用偏振加磁像仪的方法，因谱 线的轮廓，使谱线分裂效应混合在轮廓中，我国怀柔磁场 望远镜使用偏振器和窄带滤光器来测量太阳磁场。 除太阳外，恒星的磁场很难测定，只有少数Ap星测得磁 场， Ap 星 ( 磁星 ) 是特殊的 A 型主序星 (P152) ，自转较慢， 金 属 线 较 多 ， 典 型 磁 场 为 2T(1T=104Gs) ， 磁 场 的 变 化 (P=1-25天)可能导致金属线的出现。最亮的是大熊座ε(北 斗五，玉衡)。 有的白矮星磁场可达103T,中子星的磁场更强。 本书§7.8对晚型星磁场测定方法做了介绍。
resolution of the spectra is = 60 000 with 4 pixels per spectral resolution element. Top panel: the spectrum before removal of the numerous telluric H2O lines which occur in this region. Bottom panel: the spectrum after division by that of the B-type star HR 5488 using the IRAF task telluric. spectrum of HD110621 (V = 9.92, [Fe/H] = -1:66) in the far red.
The total integration time for a V = 11 mag star was about 60 min, split into three separate exposures so that cosmic ray hits could be removed by comparison of the three spectra.
2 λ Δλ = (ΔE )λ2 (hc) −1 = 2πcΔt
ΔE
为能级宽度，Δt 为能级寿命
(2) 压力致宽(碰撞致宽) 恒星大气压力不同，受激原子与其它粒子碰撞的几 率也不同，所引起的能级变化也不同。
(3) 微观多普勒致宽 在恒星大气内原子的无序运动，可 能来自热运动和微湍动。根据麦克 斯韦速度分布规律，在视向速度 (ξ,ξ+dξ)范围内参与运动的相对 原子数为dn 1 − (ξ e Nhomakorabea= n π
ξ0 )2
dξ
ξD
2 2 2 RT + ξ 2 ξ = ξ + ξ = t 0 其中 D μ t
ξ 0：原子热运动的最或然速度； ξ t ：湍动的最概然速度
R：气体常数；μ：原子量；T：运动温度 微观多普勒致宽能改变谱线轮廓，也能增加谱线的等值宽度
(4) 宏观多普勒致宽 主要是恒星大气的宏观 湍流和恒星自转导致的谱 线致宽，致使总轮廓致宽 (主要是线翼)，但不影响 谱线的等值宽度。 本书§7.5详细讨论了利用谱线 轮廓来求恒星自转的方法。 (5) 磁致宽 由磁场导致谱线的塞曼分裂 由于塞曼分裂不大，例如对太阳常用的磁敏感谱线波长 为6302.6 Å，当磁场强度为1000Gs时，2Δλ=0.0952 Å
设D(x)为离线心x 处的真轮廓，由于 仪器轮廓I的作 用，使x处的单色 光歪曲为在x附近 的一波段内有一定 的分布，为 I(λ－x)D(x)(见 图)，所以在λ处 观测到的总强度
线心λ0真轮廓
D ' (λ ) = ∫ I (λ − x ) D ( x) dx = I (λ ) ∗ D (λ )
观测轮廓D’(λ)是真轮廓D(λ)与仪器轮廓I(λ)的卷积
§4.8 谱线的测定
天体的线光谱中包含了丰富的天体物理信息 光谱能获得的物理信息 获得的方法 天体所含的元素 谱线位置认证 元素的丰度(abundance) 谱线强度或等值宽度 (intensity or equivalent width) 宏观速度场 位置，轮廓(position，profile) (macroscopic velocity field) 温度，压力，表面重力 强度，宽度 (temperature,pressure,gravity) 微观速度场(microsoopic velocity field) 轮廓(profile) 磁场(magnetic field) 塞曼子线，偏振 (zeeman components,polarization) 视向速度(radial velocity) 位置
4.8.1 谱线轮廓与等值宽度 要求高色散和高分辨率的光谱仪，一般采用大型光谱 仪，如折轴系统和光纤引导系统。 (1)谱线轮廓(Profile): 图为吸收线的能量分布，实际中 常用谱线邻近的连续谱强度做单位，用剩余强度 rλ 表示吸 收谱线内的相对强度分布。
Fλ 谱线的剩余强度 rλ = FC
Fλ 是λ处谱线的辐射 流量，FC 是λ处连续谱