第四章恒星的一般特性精选文档.ppt

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1、第四章恒星的一般特性本讲稿第一页，共四十七页 1，恒星视亮度和光度视星等 公元前2世纪古希腊希帕恰斯用肉眼估计了星的亮度 按明暗程度分成6个等级(16)，星的亮度越大，星等越小。肉眼能见到的约有6000颗恒星。本讲稿第二页，共四十七页 眼睛看起来最为明亮：1等星 看起来比1等星稍暗一些：2等星 再暗一些的：3等星，依此类推 眼睛刚能看到的：6等星本讲稿第三页，共四十七页 视星等的科学性 1850年，普森发现星等和亮度有一定的关系：星等按等差级数增加 亮度按等比级数减小 1等星比6等星大约亮100倍 相粼2个星等的亮度差2.512倍 取零星等的亮度（E）为单位 普森公式：m=-2.5lgE本讲稿

2、第四页，共四十七页普森公式：m=-2.5lgE m 为星等（分为1至6等）E 恒星的亮度（观测者接收到 的能量）本讲稿第五页，共四十七页视星等越大恆星越暗 如果两顆恆星的视星等相差5等 mB-mA=5 求出：恒星B的亮度比恒星A 暗100倍 本讲稿第六页，共四十七页恒星视星等肉眼：可见6等大型望远镜：25等空间望远镜：29等本讲稿第七页，共四十七页 照相星等 用照相底片代替肉眼观测 星光亮度越大 照相底片感光黑度越浓 按照相底片上感光强度 定出的星等叫照相星等 本讲稿第八页，共四十七页 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(32.6光年)处 再比较它们的亮度（目视星等）其

3、目视星等叫做绝对星等 绝对星等表征恒星辐射强度 视星等表征观测者接收到的能量 本讲稿第九页，共四十七页 视星等和绝对星等的关系 M m 5 5lg r M 绝对星等 m 视星等 r 距离 由 r 和 m 算出恒星的绝对星等M 由 M 和 m 算出距离 r本讲稿第十页，共四十七页 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距，绝对星等1.5等 太阳离我们最近，光辉夺目 它的目视星等达到-26.7等 绝对星等才只有4.83等本讲稿第十一页，共四十七页恒星辐射到观测者的强度与 距离的平方成反比 恒星离我们越远越暗本讲稿第十二页，共四十七页 光度 光度和绝对星等都是指恒星的辐射 适用于光学，红外、

4、紫外、射电、及射线波段 光度单位：尔格/秒 恒星之间的光度差别非常大 超巨星的光度比太阳约强五万倍 白矮星光度不到太阳的万分之一本讲稿第十三页，共四十七页光度和体积、温度的关系 恒星的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大 光度大的恒星叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星 光度大的巨星，体积也大 光度小的矮星，体积也小 本讲稿第十四页，共四十七页2，恒星的颜色、光谱 和温度本讲稿第十五页，共四十七页 基尔霍夫光谱的三条定律（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）炽热的物体发出连续光谱；低压稀薄炽热气体发出某些单独的明亮谱线；较冷的气体在连续光源前面产生

5、吸收谱线。本讲稿第十六页，共四十七页 给铁条加温 1.温度低：红色 2.温度中等：黄色 3.温度很高：白色本讲稿第十七页，共四十七页黑体辐射：峰值波长由温度决定本讲稿第十八页，共四十七页 太阳观测曲线和5800K的黑体辐射谱的比较很一致，因此太阳表面的温度约为6000度K。太阳光经过棱镜后被分为七色光，波长从400nm-700nm(毫微米）本讲稿第十九页，共四十七页 吸收线和发射线 吸收线：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。发射线：在连续光谱上还有成千上万条明亮的谱线。本讲稿第二十页，共四十七页电离吸收线发射线能级和谱线 发射线、吸收线和电离本讲稿第二十

6、一页，共四十七页连续光谱和发射线本讲稿第二十二页，共四十七页连续光谱和吸收线本讲稿第二十三页，共四十七页 太阳光谱研究 太阳光谱（连续谱、发射线和吸收线）可给出太阳大气的结构、物理状态、化学成分以及太阳活动的性质等。本讲稿第二十四页，共四十七页 测量天体磁场的方法塞曼效应：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。本讲稿第二十五页，共四十七页观测到的谱线 塞曼效应电子从高能级跃到低能级，发射一定频率的谱线有磁场时，能级分裂导致谱线分裂分

7、裂程度与磁场强度成正比，因此可以测磁场本讲稿第二十六页，共四十七页3，恒星的距离测定测量距离的重要性：我们肉眼只能知道恒星 在天球上的投影的位置 不知道恒星的距离就不能确定恒星 空间的真实分布、运动速度和发射 电磁波的真实强度本讲稿第二十七页，共四十七页 距离单位恒星之遥远，远到无法用公里来做单位 天文学家特别定义了3把不同的尺子1，天文单位 太阳和地球之间的距离1亿5千万公里 称为 1个“天文单位”2，光年 光1年要走大约10万亿公里3，秒差距 1秒差距等于3.26光年本讲稿第二十八页，共四十七页 恒星距离比邻星距离是4光年多牛郎星为16光年织女星是25光年北极星的距离680光年银河系中最远

8、的恒星 约8万多光年河外星系中的恒星 几亿甚至几百亿光年本讲稿第二十九页，共四十七页 北斗七星的距离（光年）大熊75 大熊 62 大熊75 大熊 65 大熊62 大熊 59 大熊 108 本讲稿第三十页，共四十七页 怎样测量恒星的距离？近处的恒星可以用三角测量法本讲稿第三十一页，共四十七页三角测量法的困难 地球上的基线太短 地球直径1.3万公里 （1.310-9光年）最近恒星4.3光年 角度太小无法测量 地球轨道提供3亿公里基线，情况好转本讲稿第三十二页，共四十七页本讲稿第三十三页，共四十七页周年视差隔半年的两次观测观测同一颗星，其视位置会发生变化AB：3亿公里本讲稿第三十四页，共四十七页1角

9、秒1秒差距地球轨道太阳天文单位秒差距以一个天文单位为底边底角为1角秒其直角边为一个秒差距（1弧度为206265角秒）本讲稿第三十五页，共四十七页l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 恒星距离和恒星视差成反比 恒星距离越远，它的视差越小 恒星越近，视差越大 距离（秒差距）l视差（角）织女星的视差为 (角秒)距离8.1秒差距本讲稿第三十六页，共四十七页 早期视差测量 恒星距离非常遥远 视差极为微小 哥白尼在创立日心学说时 曾尝试测量恒星视差（未成功）以证明地球围绕太阳运转 哥白尼之后经过了三百来年的努力，1838年才测量出恒星的视差 天鹅座61的视差为 它相当于从12公里处看一个1分 硬币所成

10、的张角本讲稿第三十七页，共四十七页恒星距离越远，它的视差越小 恒星越近，视差越大 把恒星视差为1角秒时 恒星所对应的距离作为一种单位 它名叫“秒差距”l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 恒星距离和恒星视差成反比 距离（秒差距）l视差（角）织女星的视差为 角秒 距离8.1秒差距。本讲稿第三十八页，共四十七页 周年视差的局限性 利用三角视差法测定了 大约7千颗较近的恒星的距离 绝大多数恒星距离太遥远 它们的视差位移小于 根本测量不出它们的视差 要寻找新的方法！本讲稿第三十九页，共四十七页造父变星测距法本讲稿第四十页，共四十七页 恒星不恒 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

11、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 各类变星，造父变星是特殊的一类本讲稿第四十一页，共四十七页 造父变星 造父变星 1784年，发现仙王座星是变星 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本讲稿第四十二页，共四十七页 造父变星的周光关系 勒维特是美国一位两耳失聪 女天文学家 研究小麦哲伦星云中1777颗变星 其中25颗造父变星,测到 视星等（从12.5等到15.5等）光变周期（从2天到120天）发现了造父变星的周光关系:造父变星越亮变光周期越长本讲

12、稿第四十三页，共四十七页造父变星的周光关系测出一批知道距离的造父变星得到变光周期和绝对星等本讲稿第四十四页，共四十七页 造父变星测距法 测出造父变星的光变周期 利用周光关系曲线 造父变星的绝对星等 由关系式 M m 5 5 lg r，算出造父变星的距离 可测定遥远的造父变星 及其中含有造父变星的天体系统 如星团、星系等的距离本讲稿第四十五页，共四十七页 分光视差测距法1902年，丹麦天文学家 发现恒星光谱中电离锶谱线 强度和恒星的绝对星等有关系1914年，美国天文学家 建立起利用光谱谱线强度确定 恒星视差的方法本讲稿第四十六页，共四十七页分光视差归算曲线测定出未知距离的恒星的特征谱线强度比率后 可求出绝对星等 利用视星等、绝对星等和距离的关系式，可以求出恒星的距离本讲稿第四十七页，共四十七页