天體物理學(xué)南京大學(xué)課件

1、天體物理學(xué)南京大學(xué)課件空間尺度：從極小到極大最遙遠(yuǎn)星系銀河系鄰近恒星太陽(yáng)地球人類(lèi)細(xì)胞原子質(zhì)子夸克1026 m10-20 m10-10 m100 m1010 m1020 m地球太陽(yáng)系恒星世界星團(tuán)恒星的演化恒星的形成銀河系宇宙島河外星系活動(dòng)星系星系集團(tuán)最遙遠(yuǎn)的星系時(shí)間跨度：從過(guò)去到將來(lái)向前：太陽(yáng)的過(guò)去、大爆炸、時(shí)間的起點(diǎn) 向后：太陽(yáng)的演化、宇宙的未來(lái)宇宙演化的歷史天文學(xué)的研究特點(diǎn)天文學(xué)研究的基礎(chǔ)觀(guān)測(cè)（觀(guān)察和測(cè)量）天文觀(guān)測(cè)是一種“被動(dòng)”的試驗(yàn) 觀(guān)測(cè)理論觀(guān)測(cè)距離極遠(yuǎn) 時(shí)標(biāo)極長(zhǎng) 物理?xiàng)l件極端復(fù)雜（溫度、密度、壓強(qiáng)、磁場(chǎng)）天文學(xué)的發(fā)展 天體測(cè)量學(xué)：天體的位置和變化規(guī)律 天文學(xué)的發(fā)展天體的運(yùn)動(dòng)定律與天體力學(xué)

2、天文學(xué)的發(fā)展19世紀(jì)中葉，天體物理學(xué)誕生 天體光度和光譜的測(cè)量。觀(guān)測(cè)技術(shù)和理論工具飛速發(fā)展。光學(xué)天文學(xué)射電天文學(xué)、空間天文學(xué)全波天文學(xué)。量子論、相對(duì)論、原子核物理學(xué)、高能物理學(xué)。 關(guān)于本課程 學(xué)習(xí)目的和要求 學(xué)習(xí)內(nèi)容 成績(jī)測(cè)定 聯(lián)系方式 仙女座星系，距離300萬(wàn)光年人們?cè)鯓尤パ芯咳绱诉b遠(yuǎn)的天體？第一章 恒星的觀(guān)測(cè) 1.1 輻射基本知識(shí)1.2 恒星的距離和大小1.3 恒星的星等1.4 恒星的光譜和赫羅圖1.5 雙星和恒星質(zhì)量1.6 天文望遠(yuǎn)鏡1.1 輻射基本知識(shí)1. 電磁輻射 人們獲得天體信息的渠道主要有四種： 電磁輻射 (electromagnetic radiation)宇宙線(xiàn) (cosmi

3、c rays)中微子 (neutrinos)引力波 (gravitational wave)電磁輻射是其中最為重要的一種。 LIGOHomestake金礦中微子實(shí)驗(yàn)室電磁輻射是以變化的電磁場(chǎng)傳遞能量、具有特定波長(zhǎng)和強(qiáng)度的波（波動(dòng)性）。波長(zhǎng)范圍：0.01 30 m1 ngstrom = 10-10 m(波長(zhǎng))(頻率) 光速c = 31010 cms-1根據(jù)波長(zhǎng)由長(zhǎng)到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學(xué)、紫外、X射線(xiàn)和射線(xiàn)等波段，可見(jiàn)光又可分解為七色光。 電磁輻射由光子構(gòu)成（粒子性）光子的能量與頻率（或顏色）有關(guān)：頻率越高（低），能量越高（低）。E = h,其中Planck 常數(shù)h = 6.631

4、0-27 erg s-1 PlanckEinstein大氣窗口(atmospheric window) 地球大氣阻擋了來(lái)自空間的電磁輻射的大部分，僅在射電和光學(xué)部分波段較為透明。 不透明度2. 黑體輻射（blackbody radiation） 黑體 (blackbody) 能吸收所有的外來(lái)輻射（無(wú)反射）并全部再輻射的理想天體。 黑體輻射 具有特定溫度的黑體的熱輻射。大部分正常恒星的輻射可以近似地用黑體輻射來(lái)表示。不同溫度黑體的輻射譜Stefan-Boltzmann定律 單位面積黑體輻射的能量 FT4其中Stefan-Boltzmann常數(shù)5.6710 -5 erg cm-2s-1 K-4 W

5、ien定律 黑體輻射最強(qiáng)處的波長(zhǎng)max與溫度之間的關(guān)系為max T0.29 (cm K)高溫黑體主要輻射短波，低溫黑體主要輻射長(zhǎng)波。 不同輻射波段的太陽(yáng)光學(xué)紫外X射線(xiàn)射電不同輻射波段的銀河系不同波段的旋渦星系M81 光學(xué) 中紅外 遠(yuǎn)紅外 X射線(xiàn) 紫外 射電不同溫度天體的輻射Omega CentauriSunA dim, young star (shown here in red) near the center of the Orion NebulaRho OphiuchiPlanck定律溫度為T(mén)的單位面積黑體，在單位時(shí)間、單位頻率內(nèi)、向單位立體角發(fā)射的能量為平方反比定律 單位面積接收到的輻射

6、強(qiáng)度F與光源距離d的平方成反比Fd -23. 電磁波譜 Kirchoff定律 熱的、致密的固體、液體和氣體產(chǎn)生連續(xù)譜；熱的、稀薄的氣體產(chǎn)生發(fā)射線(xiàn)；連續(xù)輻射通過(guò)冷的、稀薄的氣體后產(chǎn)生吸收線(xiàn)。 恒星形成區(qū)M17中的熱氣體輻射譜太陽(yáng)光譜原子結(jié)構(gòu)和譜線(xiàn)的形成原子結(jié)構(gòu)：原子核 + 圍繞原子核旋轉(zhuǎn)的電子（云）。（量子化的）電子軌道的大小反映了原子能態(tài)的高低。當(dāng)電子從高能態(tài)躍遷到低能態(tài)，原子釋放光子，產(chǎn)生發(fā)射線(xiàn)；反之產(chǎn)生吸收線(xiàn)。吸收或發(fā)射的光子能量為 hEn2 - En1吸收線(xiàn)的產(chǎn)生過(guò)程氫原子光譜（波長(zhǎng)單位：nm）氫原子光譜譜線(xiàn)與恒星的化學(xué)成分 不同元素的原子具有不同的結(jié)構(gòu)，因而有不同的特征譜線(xiàn)。通過(guò)比較太

7、陽(yáng)光譜和實(shí)驗(yàn)室中各種元素的譜線(xiàn)，可以確定太陽(yáng)大氣的化學(xué)成分。按質(zhì)量計(jì)，70%H, 28% He和2%重元素。按數(shù)目計(jì)，90.8%H, 9.1%He和0.1%重元素。4. 譜線(xiàn)位移 Doppler譜線(xiàn)位移 (Doppler shift) 由于輻射源在觀(guān)測(cè)者視線(xiàn)方向上的運(yùn)動(dòng)而造成接收到的電磁輻射波長(zhǎng)或頻率的變化。遠(yuǎn)離（接近）觀(guān)測(cè)者輻射源發(fā)出的電磁輻射波長(zhǎng)變長(zhǎng)（短），稱(chēng)為譜線(xiàn)紅移（藍(lán)移）。 譜線(xiàn)致寬 在沒(méi)有外界因素的影響時(shí)，原子的譜線(xiàn)的自然寬度非常窄。Doppler致寬輻射源內(nèi)部原子的無(wú)規(guī)熱運(yùn)動(dòng) 輻射源的整體運(yùn)動(dòng)（如轉(zhuǎn)動(dòng)）造成譜線(xiàn)致寬。Spectral Information from Starli

8、ght 1.2 恒星的距離和大小 1.恒星距離的測(cè)定 (1) 三角視差法 (trignometric parallax) 利用三角法測(cè)量恒星的距離 基線(xiàn)越長(zhǎng)，可測(cè)量的恒星距離越遠(yuǎn)。 D = B/sin周年視差 (annual parallax) 以地球軌道半長(zhǎng)徑作為基線(xiàn)測(cè)量恒星的距離。周年視差是恒星相對(duì)于地球軌道半長(zhǎng)徑所張的夾角。 通過(guò)測(cè)量恒星在天球上（相對(duì)于遙遠(yuǎn)的背景星）相隔半年位置的變化而測(cè)得。恒星的距離通常以秒差距 (parsec) 或光年 (light year) 作為單位。令a = 1 AU 為平均日地距離（1天文單位），d為恒星的距離，則 1 秒差距是周年視差為1的恒星的距離。1

9、秒差距 (pc) = 3.0861018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文單位 (AU) 最近的恒星 Centauri Proxima = 0.76d=1.3 pc（4.3 ly）Barnard星= 0.55 d = 1.8 pc (6.0 ly)限制 由于受到地球大氣擾動(dòng)的影響，周年視差的精確測(cè)量受到限制。 地面望遠(yuǎn)鏡的角分辨本領(lǐng)一般不超過(guò)0.01Hipparcos衛(wèi)星（1989年8月發(fā)射）的角分辨率達(dá)到0.001，測(cè)量了約100萬(wàn)顆恒星的距離。三角測(cè)距法只適用于近距離（30-500 pc）的恒星。 2. 恒星的自行 (proper motion) 恒星在天球上

10、的視運(yùn)動(dòng)有兩種成分：地球和太陽(yáng)的運(yùn)動(dòng)引起的相對(duì)運(yùn)動(dòng)和恒星的真實(shí)視運(yùn)動(dòng)。后者稱(chēng)為恒星的自行，代表恒星在垂直于觀(guān)測(cè)者視線(xiàn)方向上的運(yùn)動(dòng)。 恒星的真實(shí)運(yùn)動(dòng)速度可以分解為橫向速度（自行）和視向（或徑向）速度兩個(gè)分量。 自行大的恒星通常是近距離恒星，但自行小的恒星并不一定是遠(yuǎn)距離的。 Barnard星是具有最大自行的恒星，在22年內(nèi)自行達(dá)227（10.3/yr） 橫向速度= 88 km/s3. 恒星大小的測(cè)定 (1) 方法 直接測(cè)量法：Michelson干涉法、掩食法（僅對(duì)距離近、體積大的恒星適用）。 間接測(cè)量法 根據(jù)Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度 L= 4R2T4, 通過(guò)測(cè)量恒星的光度

11、L和表面溫度T就可以得到它的半徑R 其中 R = 71010 cm, T = 5770 K。 (2) 結(jié)果 根據(jù)恒星體積的大小可以把它們分成以下幾類(lèi)：超巨星 R 100-1000 R巨星 R 10-100 R矮星R R恒星的大小分布為：10-5 R (中子星) 103 R(超巨星) 1.3 恒星的星等 1. 恒星的光度和亮度光度L (luminosity)：天體在單位時(shí)間內(nèi)輻射的總能量，是恒星的固有量。 亮度F (brightness)：在地球上單位時(shí)間單位面積接收到的天體的輻射量。 視亮度的大小取決于三個(gè)因素：天體的光度、距離和星際物質(zhì)對(duì)輻射的吸收和散射。 2. 視星等m (apparent

12、 magnitude)定義古希臘天文學(xué)家Hipparcos在公元前150年左右首先創(chuàng)立的表征恒星亮度的系統(tǒng)（1等星-6等星）。星等值越大，視亮度越低。 天文學(xué)家在此基礎(chǔ)上建立了星等系統(tǒng)，定義星等相差5等的天體亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差 (100)1/5=100.42.512倍。星等分別為m1和m2的恒星亮度之比為 F1/F2 = 10-0.4 (m1-m2)m1m2=2.5log (F1/F2)或m =2.5log (F/F0)，其中F0為定標(biāo)常數(shù)。部分天體的視星等(2) 恒星的溫度和顏色 Rigel Betelgeuse (3) 視星等的種類(lèi)視星等的測(cè)量通常是在某一波段范圍

13、內(nèi)進(jìn)行的。根據(jù)測(cè)量波段的不同，視星等可以分為目視星等、照相星等和光電星等，在全波段測(cè)量得到的星等稱(chēng)為熱星等。UBV測(cè)光系統(tǒng)。 U (ultraviolet) -紫外波段星等B (blue) -藍(lán)光波段星等V (visual) -可見(jiàn)光波段星等ubvy測(cè)光系統(tǒng)。UBV濾光片的透光率 色指數(shù) (color index) 在不同波段測(cè)量得到的星等之差，如U-B, B-V等。由于天體的顏色和輻射譜的形狀取決于表面溫度的高低，色指數(shù)的大小反映了天體的溫度。 Stellar Colors and Temperatures3. 絕對(duì)星等M (absolute magnitude) 天體位于10 pc 距離處

14、的視星等，它實(shí)際上反映了天體的光度。 對(duì)同一顆恒星：F10/Fd = (10/d ) -2Mm =2.5 log(F10/Fd) = 55 log d (pc)對(duì)不同的恒星： M1M2 =2.5 log (L1/L2)MM=2.5 log (L/L)其中L= 3.861033 ergs-1, M= 4.75m 距離模數(shù) (distance modulus) ：m-M d=10(m-M+5)/5光度與絕對(duì)星等之間的關(guān)系10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L絕對(duì)星等1.4 恒星的光譜和赫羅圖 1. 恒星光譜 (spectrum)典型的

15、恒星的光譜由連續(xù)譜和吸收線(xiàn)構(gòu)成。 2. 恒星光譜的形成恒星的連續(xù)譜來(lái)自相對(duì)較熱、致密的恒星內(nèi)部。 吸收線(xiàn)來(lái)自較冷、稀薄的恒星大氣。3. 恒星的溫度與光譜恒星的表面溫度還反映為恒星的特征譜線(xiàn)強(qiáng)度。例如， A型星的H線(xiàn)最強(qiáng)，溫度比A型星低或高的恒星， H線(xiàn)較弱。 這是因?yàn)槭共煌氐脑赢a(chǎn)生特定的光學(xué)吸收線(xiàn)要求原子中的電子處于某些特定的能級(jí)上，而電子的能級(jí)布居取決于溫度的高低。4. Harvard光譜分類(lèi) Harvard大學(xué)天文臺(tái)的天文學(xué)家在1890-1910年首先提出的恒星光譜分類(lèi)法。 Annie Jump Cannon Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!根據(jù)恒

16、星光譜中Balmer線(xiàn)的強(qiáng)弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類(lèi)。后來(lái)經(jīng)過(guò)調(diào)整和合并，按照溫度由高到低的次序，將恒星光譜分成O, B. A, F, G, K, M七種光譜型(spectral type). 每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個(gè)次型。太陽(yáng)的光譜型為G2 。恒星的顏色不同光譜型恒星的輻射能量比較Digital Stellar SpectraA9-O5 main sequence stars Digital Stellar SpectraK5-F7 main sequence stars5. 赫羅圖 (H-R diagram) 由丹麥天文學(xué)家E. Hertzsprung和美國(guó)天文學(xué)家

17、H. R. Russell創(chuàng)制的恒星的光度 - 溫度分布圖。 赫羅圖的橫坐標(biāo)也可用恒星的光譜型、色指數(shù)，縱坐標(biāo)也可用恒星的絕對(duì)星等表示。 LT恒星的分布？天空100顆最亮的恒星在赫羅圖上的分布。太陽(yáng)附近5 pc范圍內(nèi)的恒星在赫羅圖上的分布。Sample Star DistributionHipparcos衛(wèi)星測(cè)量的恒星的赫羅圖。 恒星在赫羅圖上的分布特征主序星白矮星紅巨星藍(lán)超巨星 赫羅圖上的等半徑線(xiàn) MM2.5 log (L/L) 5 log (R/R)10 log (T/T)即log (R/R) 8.470.2 M2 log T 超巨星巨星半徑R主序星白矮星6. Yerkes光譜分類(lèi) 恒星的

18、光度級(jí)分類(lèi) Harvard光譜分類(lèi)并不能唯一確定恒星在赫羅圖上的位置，Yerkes天文臺(tái)的天文學(xué)家根據(jù)譜線(xiàn)寬度的變化，對(duì)恒星進(jìn)行光度分類(lèi)。 原因：譜線(xiàn)的壓力（碰撞）致寬。如主序星，體積小，大氣密度高，壓力高，碰撞頻繁，譜線(xiàn)較寬；巨星，體積大，密度低，壓力小，譜線(xiàn)尖銳。 根據(jù)恒星光度的高低，將恒星分為I VII七個(gè)光度級(jí)。 光度級(jí)數(shù)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亞巨星V矮星VI亞矮星、VII白矮星 (2) 恒星的二元光譜分類(lèi) 在光譜分類(lèi)的基礎(chǔ)上，結(jié)合恒星的光度級(jí)分類(lèi)得到恒星的二元光譜分類(lèi) 。如太陽(yáng)的光譜型為G2V。 由恒星的光譜型可以確定

19、恒星的表面溫度和光度，即恒星在赫羅圖上的位置。 分光視差 (spectroscopic parallax) 利用恒星的光譜特征測(cè)定恒星的距離。 光譜絕對(duì)星等距離模數(shù)距離1.5 雙星和恒星的質(zhì)量 1. 雙星由在彼此引力作用下互相繞轉(zhuǎn)的兩顆恒星組成的雙星系統(tǒng)。 大部分的恒星位于雙星和聚星系統(tǒng)中。 組成雙星的兩顆恒星均稱(chēng)為雙星的子星（主星、伴星），以橢圓軌道相互繞轉(zhuǎn)。研究雙星的意義驗(yàn)證萬(wàn)有引力定律測(cè)量恒星質(zhì)量研究恒星結(jié)構(gòu)（形狀、大小、大氣）研究恒星演化2.目視雙星和恒星質(zhì)量的測(cè)定 (1)目視雙星 (visual binaries)在望遠(yuǎn)鏡內(nèi)能夠分辨出兩顆子星的雙星系統(tǒng)。 Krueger 60 雙星的

20、軌道運(yùn)動(dòng) 兩顆子星圍繞公共質(zhì)心作橢圓運(yùn)動(dòng)，半長(zhǎng)徑分別為a1和a2. 公共質(zhì)心位于橢圓的焦點(diǎn)上，子星在運(yùn)動(dòng)時(shí)與公共質(zhì)心始終位于一條直線(xiàn)上。橢圓軌道的大小與子星的質(zhì)量有關(guān)，M1a1M2a2如果以一顆子星以參照點(diǎn)，另一顆子星的相對(duì)運(yùn)動(dòng)也是一個(gè)橢圓，其半長(zhǎng)徑為aa1 + a2 目視雙星質(zhì)量的測(cè)定 利用Kepler第三定律和Newton萬(wàn)有引力定律： 得到：以太陽(yáng)-地球系統(tǒng)為參照其中a, P為雙星的軌道半長(zhǎng)徑和周期。(2)天體測(cè)量雙星 (astrometric binaries) 某些雙星的一顆子星較暗，很難觀(guān)測(cè)到，但通過(guò)較亮子星的自行軌跡的變化推測(cè)其伴星的存在。 雙星系統(tǒng)的質(zhì)心以直線(xiàn)運(yùn)動(dòng)，但每一顆子星

21、的運(yùn)動(dòng)軌跡是波浪形的， 如天狼星（Sirius）。 3. 分光雙星 (spectroscopic binaries) 通過(guò)子星軌道運(yùn)動(dòng)引起的譜線(xiàn)的Doppler位移確定其雙星性質(zhì)。雙線(xiàn)、單線(xiàn)分光雙星。譜線(xiàn)位移取決于雙星軌道傾角的大小。 視向速度曲線(xiàn) 由子星譜線(xiàn)的Doppler位移得到的子星的視向速度隨時(shí)間的變化曲線(xiàn)。如子星1的軌道運(yùn)動(dòng)速度為V1,0，雙星軌道平面的法線(xiàn)與視線(xiàn)的夾角為i, 它的視向速度為由于 得到 且 由于軌道傾角未知，由恒星的質(zhì)量函數(shù)不能確定恒星的質(zhì)量，但可用于恒星質(zhì)量的統(tǒng)計(jì)分析。 質(zhì)量函數(shù) (mass function) 利用Kepler第三定律消去上式中的a得到雙星的質(zhì)量函

22、數(shù)為4. 食雙星 (eclipsing binaries) 子星相互交食造成亮度變化的雙星。 光變曲線(xiàn) (light curve)：子星間的相互交食造成雙星亮度的變化曲線(xiàn)。 由光變曲線(xiàn)可以得到： 兩顆子星的溫度比、軌道傾角（恒星質(zhì)量）和恒星的大小。 5. 主序星的質(zhì)光關(guān)系和質(zhì)量-半徑關(guān)系 恒星質(zhì)量分布： 0.1MM 100 M （褐矮星）密度分布: 10-6 gcm-3（超巨星） 1.4 gcm-3（太陽(yáng)） 106 gcm-3（白矮星）主序星的質(zhì)光關(guān)系：L M 2-4主序星的質(zhì)量-半徑關(guān)系：R M 0.5-1不同質(zhì)量的恒星在H-R圖上的分布恒星的質(zhì)量決定了恒星在H-R圖上的位置。高質(zhì)量的恒星明亮且高溫，位于主序帶的上部。低質(zhì)量的恒星黯淡且低溫，位于主序帶的下部。1.6 天文望遠(yuǎn)鏡1. 光學(xué)望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡折射望遠(yuǎn)鏡折射望遠(yuǎn)鏡的缺點(diǎn)色散對(duì)紅外、紫外光線(xiàn)吸收鏡面形變鏡面（雙面）磨制最大的（1米）折射望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡的類(lèi)型牛頓式卡塞格林式折軸式Palomar天文臺(tái)的5米Hale