实测天体物理ch4恒星观测.ppt

chapter 1 仙女星系，距离300万光年 人们怎样去研究如此遥远的天体？ 第四章 恒星的观测 §4.1 辐射基本知识 §4.2 恒星的距离和大小 §4.3 恒星的星等 §4.4 恒星的光谱和赫罗图 §4.5 双星和恒星质量 §4.1 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。 电磁辐射是以变化的电磁场传递能量、具有特定波长和强度的波（波动性）。 波长范围：＜0.01? – 30 m 1 ?ngstrom = 10-10 m (波长λ)×(频率ν) = 光速c = 3×1010 cms-1 根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电、红外、光学、紫外、X射线和g射线等波段，可见光又可分解为七色光。 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 = hn, 其中Planck 常数h = 6.63×10-27 erg s-1 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 (blackbody radiation) 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。 Planck定律 温度为T的黑体在单位面积、单位时间、单位频率内、向单位立体角发射的能量为 Wien定律 黑体辐射最强处的波长lpeak与温度之间的关系为 lpeakT＝0.29 (cm K) 高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。 Example: Radiation from various objects with different temperature 同一天体的不同波段的辐射来自不同（温度）的区域和物理过程。 Example 1: The Sun Example 2: The Spiral Galaxy M81 Stefan-Boltzmann定律 单位面积黑体辐射的能量 F＝sT4 其中Stefan-Boltzmann常数 s＝5.67×10 -5 erg cm-2s-1 K-4 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 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。 Examples 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。 当电子从高能态跃迁到低能态时，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 hn＝En2 - En1 吸收线的产生过程 氢原子光谱 氢原子光谱（波长单位：nm） 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。 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。 太阳的化学组成 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）。 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 (Doppler broadening) 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 §4.2 恒星的距离和大小 1.恒星距离的测定 Why are Distances Important? Distances are necessary for estimating: Total energy released by an object (Luminosity) Masses of objects from orbital motions (Keplers third law) Physical sizes of objects (1) 三角视差法 (trigonometric paralla