天體物理03_光譜能夠告訴我們什么

1、第三講一、光譜能夠告訴我們什么？二、距離的測量一、光譜能夠告訴我們什么？ 太陽光經過棱鏡后被分為七色光 波長從400nm-700nm(納米） 可以近似用黑體輻射來確定恒星表面溫度。依據(jù)：維恩位移定律最大的輻射所對應的波長與輻射源的溫度成反比。 如果以開爾文溫標量度溫度，以納米為波長單位，有：T6103最大維恩位移定律太陽的觀測曲線和5800K的黑體輻射譜的比較 黑體輻射另一重要定律：斯忒潘玻耳茲曼定律 其中，E是單位時間單位面積的輻射能量。 例如： 一顆表面溫度為30，000度的藍星上單位面積的輻射功率是太陽的54倍，即625倍。4TE 太陽光譜 在太陽連續(xù)光譜的上面有許許多多的粗細不等、分布

2、不均的暗黑線，共有2萬多條。怎樣解釋？連續(xù)光譜和吸收線 基爾霍夫光譜三定律（1870年，德國物理學家基爾霍夫發(fā)現(xiàn)） 熾熱的固體、液體或高壓氣體發(fā)出連續(xù)光譜； 低壓稀薄熾熱氣體發(fā)出某些單獨的明亮譜線，即發(fā)射線； 較冷的氣體在連續(xù)光源前面產生吸收譜線。連續(xù)譜 發(fā)射線吸收線黑體星云氣體1、太陽會產生連續(xù)光譜，它一定是非常致密（相對與稀薄氣體而言）的天體，是固體、液體或者是密度極高的氣體。（太陽平均密度1.409g/cm3）2、太陽光譜上有吸收線，可以推斷太陽是被一層由稀薄氣體構成的大氣包圍著。恒星光譜的形成：連續(xù)光譜來自相對較熱、致密的恒星內部。吸收線來自較冷、稀薄的恒星大氣。（1）光譜與溫度 溫度

3、對譜線強度有重要影響： 溫度決定了大量原子中有多大比例在激發(fā)態(tài)上，有多大比例在電離狀態(tài)。因而，通過一些特征譜線進行比較，可以找到該光譜相應的溫度。 以656.3nm的氫譜線為例。這是氫從第三能級到第二能級的躍遷譜線。所以，只有在處于第二能級原子比較多時， 才出現(xiàn)較強656.3nm吸收線。 如果溫度太低，原子間碰撞太弱，大部分原子處于基態(tài)； 而溫度太高，碰撞太強烈，大部分原子將被電離； 只有溫度適中（約10000k）時， 656.3nm吸收線才比較強。光譜型 對溫度和光譜關系的認識，使人們能夠按照溫度的高低將各種光譜整理分類。Spectral classes Approximate surfac

4、e temperature (K)O40,000B20,000A10,000F7,500G5,500K4,500M3,000 哈佛分類法： O Oh, h, B Be e A A F Fine ine G Girl,irl, K Kiss iss M Me!e! 每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個次型。 太陽的光譜型為G2 O型藍白色。紫外連續(xù)譜強。有電離氦中性氦和氫線 二次電離碳氮氧線較弱。 B型藍白色。氫線強中性氦線明顯無電離氦線 但有電離碳氮氧和二次電離硅線。 A型白色。氫線極強氦線消失出現(xiàn)電離鎂和電離鈣線。 F型黃白色。氫線強但比A型弱。 電離鈣線大大增強變寬出現(xiàn)許多金屬線。 G型黃色

5、。氫線變弱金屬線增強電離鈣線很強很寬。 K型橙色。氫線弱金屬線比G型中強得多。 M型紅色。氧化鈦分子帶最突出金屬線很強氫線很弱。各光譜型的顏色和主要光譜特征 通過分析光譜型得到的恒星表面溫度比用黑體輻射得到的更準確些。 原因原因:恒星只是近似的黑體，光譜型則與溫度有精確的對應關系。 （2）光譜與化學組成除了溫度，對譜線強度有很大影響的還有各種元素的含量。 當恒星的大氣溫度已知時，溫度對譜線強度的影響可以考慮進去。這樣，就可以根據(jù)光譜中吸收線的強度來決定恒星大氣的各種元素的豐度（即各種元素的比例）。 譜線與恒星的化學成分 不同元素的原子具有不同的結構，因而有不同的特征譜線。 通過比較太陽光譜和實

6、驗室中各種元素的譜線，可以確定太陽大氣的化學成分。太陽大氣：按質量計，約70%H, 28% He和2%重元素。按數(shù)目計，90.8%H, 9.1%He和0.1%重元素。 （3）光譜與磁場塞曼效應：19世紀末物理學家發(fā)現(xiàn)在均勻磁場中，原子輻射產生的某一條發(fā)射譜線要分裂為兩條或三條，分裂程度與磁場強弱有關。天文學家利用塞曼效應設計出觀測太陽和恒星磁場的設備。 太陽是唯一的一顆能給出表面磁場分布的恒星。 （4）光譜與恒星的自轉 在沒有外界因素時，原子的譜線的自然寬度非常窄。譜線展寬的主要原因是多普勒效應。 譜線的寬度可以給我們恒星的自轉的信息。cVZr00 多普勒效應（觀測波長真正波長）/真正波長速度

7、/光速 定義紅移量：恒星自轉引起的譜線展寬。 自轉引起的多普勒展寬很獨特，可以與其他因素產生的展寬區(qū)分開來。 發(fā)出輻射的原子的無規(guī)則熱運動可以導致譜線展寬。原子的運動隨溫度升高而加快，所以這種類型的譜線展寬在熱星上特別顯著。小 結 黑體輻射 表面溫度，單位面積輻射功率 光譜型 表面溫度 吸收線強度 表面大氣的化學組成 吸收線的分裂 磁場 吸收線的寬度 自轉速度 二、恒星距離的測量 三角視差法 造父變星法 紅移方法例：某恒星視差為0.01 ,則該恒星距離為 秒差距。（1）三角視差法三角視差法ppd周年視差：隔半年兩次觀測同一顆星，其視位置會發(fā)生變化；變化的角度 稱為周年視差，簡稱視差。秒差距（p

8、c）：視差 等于1角秒時，距離 為1秒差距，記為1pc。ppdAUpc265,2061100半徑半徑1 1厘米厘米1角秒角秒2 2千米千米 最近的恒星:半人馬座星，視差為0.76 如果我們站到這個恒星上看，日地距離只有0.76角秒的張角！ 1角秒角秒地球軌道太陽半徑半徑1AU1pc 德國 貝塞爾 1838年 天鵝座61星， 0.314 (今測值0.294 ) 英國 亨德森 1839年 半人馬座星， 0.91 (今測值0.76 ) 俄國 斯特魯維 1840年 織女星， 0.26 “ (今測值0.13 ) 1543年，天體運動論發(fā)表，300年后才開始測出恒星視差！ 三角視差法的局限性A、由于受到地

9、球大氣擾動的影響，周年視差的精確測量受到限制。 B、地面望遠鏡的角分辨本領一般不超過0.01。C、Hipparcos衛(wèi)星 （1989年8月發(fā)射）角分辨率達到0.002， 測量了距離500pc以內 約100萬顆恒星的距離。 二、恒星距離的測量 三角視差法 造父變星法 紅移方法光度(L) 對于溫度為T的黑體輻射： 其中，L是單位時間輻射的能量，是斯忒藩-玻耳茲曼常數(shù)，R是恒星的半徑。424TRL恒星表面都可近似認為是黑體輻射。 視星等 視星等：公元前2世紀古希臘希帕恰斯首先用肉眼估計了星的亮度，按明暗程度分成等級（6級）。 1850年，普森注意到，星等和亮度有一定的關系，1等星比6等星大約亮100

10、倍，相鄰2個星等亮度差2.512倍。取零星等亮度E為單位1，有普森公式：m=-2.5lgE。(m為視星等)恒星得到觀測者的強度與距離的平方成反比。（離恒星距離為d1和d2的地方單位面積接受到的功率分別是L/4d12 和L/4d2 2） 恒星離我們越遠越暗。例：天狼星視星等是-1.45等，距離為2.7秒差距，絕對星等1.5等。太陽視星等達到-26.7等，絕對星等才只有4.83等。 絕對星等 視星等不是恒星真實發(fā)光能力。 把恒星移到10秒差距處再比較它們的亮度（視星等）, 其視星等叫做絕對星等（M）。 M m 5 5lgp （2）造父變星法恒星的相對位置幾乎保持不變，明亮程度也似乎不發(fā)生變化因而稱

11、它們?yōu)楹阈?。造父變星?1784年，發(fā)現(xiàn)仙王座星是變星，我國叫做“ 造父一”。造父一最亮時是3.6等，最暗時是4.3等，周期性變化（5.37天）。后來發(fā)現(xiàn)的造父變星越來越多， 成為一種類型造父型變星。事實上，恒星有很高的運動速度，有的可超過每秒一千公里；亮度也在發(fā)生變化，有各類變星，造父變星是特殊的一類。造父變星的光變曲線： 變化周期幾天至幾月造父變星的周光關系：美國女天文學家勒維特發(fā)現(xiàn)，造父變星的光度（絕對星等）與光變周期的對數(shù)成正比關系。測出造父變星的光變周期，利用周光關系曲線，可知造父變星的絕對星等。 再由關系式 M m55lgp，算出造父變星的距離。由于造父變星是黃色的超巨星，可以看到星團以及鄰近星系的造父變星。所以這種方法可測定星團、星系等的距離。非常遙遠星系不可能觀測其造父變星，造父變星測距法只能測鄰近星系（ 108pc ）的距離。（3）紅移方法0HrHV0 1929年，哈勃通過測定40多個鄰近星系的紅移和距離提出了著名的哈勃定律：即河外星系視向退行速度（千米/秒）和距離（兆秒差距）成正比：其中， 是哈勃常數(shù)： 73千米/(秒兆秒差距）cVZ00 據(jù)多普勒效應，有：紅移量Z可以從光譜中測出，我們可以得到星體的退行速度。 這樣，可以進一步求出距離。紅移方法可以用來求遙遠星系、類星體的距離。距離范圍距離范圍 測定方法測