天体物理讲义01

部分天体的视星等
(2) 恒星的温度和颜色
恒星的颜色反映了恒星的表面温度 Betelgeuse 的高低。 温度越高（低），颜色越蓝（红）。
Rigel
(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。
Line width
Doppler shift
Temperature, turbulence, rotation speed, density, magnetic field Line-of-sight velocity
§1.2 恒星的距离和大小
1.恒星距离的测定 (1) 三角视差法 (trignometric parallax) 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。
Peak frequency or wavelength of continuous spectra Lines present
Line intensities
Temperature (Wien's law)
Composition, temperature Composition, temperature
《普Hale Waihona Puke 天文学》天体物理绪 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。
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
1026 m
1020 m 1010 m 100 m 10-10 m
D = B/sinρ
周年视差 (annual parallax) 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 (light year) 作为单位。 令a = 1 AU 为平均日地距离（1天文单位），d为 恒星的距离，则
高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。
不同辐射波段的太阳
光学 紫外
X射线
射电
不同辐射波段的银河系
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
不同温度天 体的辐射
A dim, young star (shown here in red) near the center of the Orion Nebula
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
吸收线的产生过程
氢原子光谱（波长单位：nm）
Lyman线系 Balmer线系 Paschen线系 Brackett线系 Pfund线系
n1=1
n1= 2
n1= 3
n1= 4
§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。
2. 视星等m (apparent magnitude)
Stellar Colors and Temperatures
COLOR INDEX B intensity/ V intensity B magnitude – V magnitude SURFACE TEMPERATURE (K)
1.3
1.0 0.55 0.21
-0.28
0.0 0.65 1.7
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。
恒星形成区M17中的热气体辐射谱
太阳光谱
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。

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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
sin a / d a 206265 1 d (AU) (pc)
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
Barnard星ρ= 0.55″
10-20 m
地球
太阳系
恒星世界
星团
恒星的演化
恒星的形成
银河系
宇宙岛——河外星系
活动星系
星系集团
最遥远的星系
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
宇宙演化的历史
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
不透明度
2. 黑体辐射（blackbody radiation）
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
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 -5 erg cm-2s-1 K-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 (cm K)
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 = 6.63×10-27 erg s-1
Planck
Einstein
大气窗口(atmospheric window) 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。
Rho Ophiuchi
Sun
Omega Centauri
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 2h 3 1 B (T ) 2 h / kT c (e 1) 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
§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 (electromagnetic radiation) 宇宙线 (cosmic rays) 中微子 (neutrinos) 引力波 (gravitational wave) 电磁辐射是其中最为重要的 一种。
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. 谱线位移
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）观测者辐射 源发出的电磁辐射波长变 长（短），称为谱线红移 （蓝移）。 V r 0 c
(1)
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。
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）
天文学的发展
天体测量学：天体的位置和变化规律
天文学的发展
天体的运动定律与天体力学
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。
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。
Spectral Information from Starlight
Observed Spectral Characteristic Information Provided
d = 1.8 pc (6.0 ly)
α Centauri Proxima ρ= 0.76″ d=1.3 pc（4.3 ly）
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。
n1= 5