天體物理學(xué)課件lecture02地球和太陽系

§1.1地球和太陽系1.1.1地球的參數(shù)在天文學(xué)史的簡介中，已經(jīng)對如何測量地球的半徑做過介紹。在中學(xué)里，我們也學(xué)過如何測量地球的質(zhì)量。如何測量地球的自轉(zhuǎn)周期？由遙遠(yuǎn)的一顆恒星兩次通過天頂?shù)臅r間間隔可以定出地球的自轉(zhuǎn)周期。以上方法中，這顆恒星可選為太陽嗎？1.1.2幾何（三角視差）法測距該方法已在前面學(xué)史部分提及過。常用單位：1AU，1pc，1l.y.1.1.3太陽系內(nèi)的天體利用幾何測距法和太陽系內(nèi)的天體動力學(xué)，可以得到太陽系內(nèi)天體的距離、質(zhì)量和半徑。行星：繞太陽運(yùn)動、質(zhì)量足夠大可維持自身為球形、軌道附近沒有其它天體。質(zhì)量：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星太陽99.8%,木星其余的70%.九顆大行星：類地行星、類木行星構(gòu)成：衛(wèi)星：除水、金星外還存在小行星、彗星、流星體、行星際物質(zhì)等一般認(rèn)為行星是伴隨著恒星而形成的，它們的運(yùn)動特征應(yīng)與太陽系的起源相關(guān)。行星公轉(zhuǎn)軌道半徑的經(jīng)驗規(guī)律（Titius-Bode規(guī)律）可能反映系統(tǒng)形成時的某一普遍動力學(xué)。在衛(wèi)星系統(tǒng)中存在類似規(guī)律九大行星公轉(zhuǎn)軌道特性a.近圓性b.共面性c.同向性§1.2恒星與銀河系

1.2.1H-R圖1.恒星的光度和亮度光度L(luminosity)：天體在單位時間內(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因素：天體的光度、距離和星際物質(zhì)對輻射的吸收和散射。

視星等m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=100.4≈2.512倍。星等分別為m1和m2的恒星亮度之比為

F1/F2=10-0.4(m1-m2) m1－m2=－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

絕對星等M的定義天體位于10pc距離處的視星等，它實際上反映了天體的光度。

對同一顆恒星：

F10/Fd=(10/d)-2 M－m=－2.5log(F10/Fd)=5－5logd(pc)

對不同的恒星：

M1－M2=－2.5log(L1/L2) M－M⊙=－2.5log(L/L⊙)

其中L⊙=3.86×1033ergs-1,M⊙=4.75m

距離模數(shù)(distancemodulus)：m-M

d=10(m-M+5)/5光度與絕對星等之間的關(guān)系10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L⊙絕對星等2恒星的溫度和顏色

恒星的顏色反映了恒星的表面溫度的高低。如何測定恒星的溫度呢？光譜特性，近似為黑體輻射

Rigel

Betelgeuse

溫度越高（低），顏色越藍(lán)（紅）。

Harvard光譜分類

Harvard大學(xué)天文臺的天文學(xué)家在1890-1910年首先提出的恒星光譜分類法。

AnnieJumpCannon

Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!根據(jù)恒星光譜中Balmer線的強(qiáng)弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類。后來經(jīng)過調(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(spectraltype).3.赫羅圖(H-Rdiagram)

由丹麥天文學(xué)家E.Hertzsprung和美國天文學(xué)家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)也可用恒星的絕對星等表示。

LT恒星的分布？Hipparcos衛(wèi)星測量的恒星的赫羅圖。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?！?.2.2物理測距法

(1)三角視差法(trignometricparallax)

利用三角法測量恒星的距離

基線越長，可測量的恒星距離越遠(yuǎn)。D=B/sinρ1.恒星距離的測定周年視差(annualparallax)

以地球軌道半長徑作為基線測量恒星的距離。 周年視差ρ是恒星相對于地球軌道半長徑所張的夾角。

通過測量恒星在天球上（相對于遙遠(yuǎn)的背景星）相隔半年位置的變化而測得。恒星的距離通常以秒差距

(parsec)

或光年

(lightyear)

作為單位。令a

=1AU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秒差距(pc)=3.086×1018厘米(cm)=3.26光年(ly)=206265天文單位(AU)

最近的恒星

αCentauriProxima

ρ=0.76″d=1.3pc（4.3ly）Barnard星ρ=0.55″

d=1.8pc(6.0ly)限制

由于受到地球大氣擾動的影響，周年視差的精確測量受到限制。地面望遠(yuǎn)鏡的角分辨本領(lǐng)一般不超過0.01″Hipparcos衛(wèi)星（1989年8月發(fā)射） 的角分辨率達(dá)到0.001″， 測量了約100萬顆恒星的距離。

三角測距法只適用于近距離 （≤30-500pc）的恒星。

H-R圖法造父變星法超新星法Hubble關(guān)系這類方法不是直接的測量方法、它是基于一定的物理理論基礎(chǔ)上的。譜線的寬度法（如Tully-Fisher關(guān)系和Faber-Jackson關(guān)系）因此，稱它們?yōu)槲锢頊y距法3.恒星大小的測定

(1)方法

直接測量法：Michelson干涉法、掩食法（僅對距離近、體積大的恒星適用）。

間接測量法

根據(jù)Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度L=4πR2σT4,通過測量恒星的光度L和表面溫度T就可以得到它的半徑R

其中R⊙=7×1010cm,T⊙=5770K。

(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： 超巨星R~100-1000R⊙

巨星R~10-100R⊙

矮星R~R⊙

恒星的大小分布為：

10-5R⊙(中子星) 103

R⊙(超巨星)

赫羅圖上的等半徑線

M－M⊙＝－2.5log(L/L⊙)＝－5log(R/R⊙)－10log(T/T⊙)即log(R/R⊙)＝8.47－0.2M－2logT

超巨星 巨星 半徑R

主序星 白矮星4.雙星系統(tǒng)中恒星質(zhì)量的測定

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為雙星的子星（主星、伴星），以橢圓軌道相互繞轉(zhuǎn)。

§1.2.3銀河系1.銀河系全貌銀河是天空中的一個環(huán)帶，在人馬座附近最亮、最寬，它的中心線近似為天球上的一個大圓。光學(xué)波段的銀河系射電波段的銀河系紅外波段的銀河系X射線波段的銀河系γ射線波段的銀河系2.銀河系結(jié)構(gòu)

銀河系是一個具有旋渦結(jié)構(gòu)的盤狀星系。 質(zhì)量~1012M⊙，直徑~105

ly

(30kpc)主要成分

(1)銀盤(disk)、(2)核球(bulge)、(3)銀暈(halo)、(4)銀冕(corona)

銀盤：直徑~30kpc,厚度~300pc球狀星團(tuán)核球銀暈我們在這銀河系結(jié)構(gòu)3.星族1944年由WalterBaade首先提出。發(fā)現(xiàn)星系暈與核球中的恒星明顯比盤中的恒星顏色偏紅。

金屬豐度越低的恒星離銀道面越遠(yuǎn)

→

銀河系演化

不同星族恒星的軌道運(yùn)動特征星系盤內(nèi)的恒星繞銀心作規(guī)則的圓軌道運(yùn)動。暈中的恒星繞銀心作大偏心率的橢圓軌道運(yùn)動，且軌道取向是隨機(jī)的。4.自轉(zhuǎn)曲線—銀河系自轉(zhuǎn)速度或角速度隨半徑變化的曲線內(nèi)區(qū)：剛體轉(zhuǎn)動，外區(qū)：較為平坦。在太陽附近：轉(zhuǎn)動速度隨半徑的增大而減小。

5.銀河系質(zhì)量

在太陽軌道內(nèi)包含的質(zhì)量為：M=R0V02/G≈1.0×1011M⊙

銀河系的可見質(zhì)量約為2.0×1011M⊙

銀河系的實際質(zhì)量遠(yuǎn)超過1011

M⊙，表明在銀暈和銀冕中存在大量的暗物質(zhì)。

6.銀河系的旋渦結(jié)構(gòu)

1.銀盤構(gòu)成：星族I恒星、氣體和塵埃直徑：D~30kpc厚度：h~70-300pc

D

>>

h2.旋臂結(jié)構(gòu)

銀河系存在旋臂結(jié)構(gòu)

英仙(Perseus)臂、 船底(Carina)-人馬(Sagittarius)臂、 獵戶(Orion)臂、 天鵝(Cygnus)臂 太陽位于獵戶臂上

銀河系旋臂問題：銀河系的旋渦結(jié)構(gòu)是怎樣形成的？旋渦結(jié)構(gòu)為什么能維持很長時間？ （在銀河系和其他盤星系中發(fā)現(xiàn)旋臂存在說明旋臂的維持時間相當(dāng)長）3.旋臂的理論解釋

旋臂不是物質(zhì)臂如果旋臂始終由同樣的物質(zhì)構(gòu)成：太陽公轉(zhuǎn)周期~3×108yr，太陽年齡~6×109yr →太陽繞銀心至少轉(zhuǎn)了20圈 較差轉(zhuǎn)動→旋臂纏繞（或放松）→旋臂消失表征旋臂的主要是年輕天體 大質(zhì)量恒星的壽命≤107yr→旋臂消失

旋臂自轉(zhuǎn)周期約為~6×108yr，每1.5億年太陽穿過旋臂一次。(2)密度波理論

由林家翹和徐瑕生1963年在Lindblad工作的基礎(chǔ)上提出——旋臂是密度波的表現(xiàn)。星系引力勢擾動

→銀盤內(nèi)的天體以橢圓軌道運(yùn)動 →運(yùn)動速度變化軌道取向相互耦合 →物質(zhì)密度的規(guī)則變化 →密度波密度波在銀盤內(nèi)傳播，導(dǎo)致物質(zhì)壓縮和恒星形成密度波的形成 在無擾動勢f的情況下，引力勢是軸對稱的，銀盤上的恒星與氣體云的運(yùn)動為勻速圓軌道運(yùn)動。f=0加入擾動引力勢f=A(r)cos(mφ)同軸橢圓軌道(m=2)由于引力勢隨方位角的變化而變化，天體的運(yùn)動速度不再是均勻的。加入擾動引力勢f=A(r)cos[mφ-Ψ(r)]非同軸橢圓軌道黑線代表極小引力勢位置在引力勢波谷處，物質(zhì)速度減慢、密度增大。橢圓軌道相互耦合→密度波生活中的密度波密度波的形成：物質(zhì)趨向于最低能態(tài)軌道收縮角動量損失（通過密度波傳遞角動量）密度波維持機(jī)制——自組織過程軌道耦合密度增加引力勢變化物質(zhì)運(yùn)動變化軌道耦合增強(qiáng)旋臂的運(yùn)動 密度波旋渦圖樣繞銀心剛體轉(zhuǎn)動，ω=13.5kms-1kpc-1

在銀河系內(nèi)區(qū)，恒星的運(yùn)動速度超過旋渦圖樣速度(ω0=25kms-1kpc-1)；在外區(qū)恒星比旋渦圖樣運(yùn)動得更慢。旋臂上年輕天體的形成氣體云運(yùn)動→接近旋臂→壓縮、碰撞→塵埃帶→氣體云坍縮→恒星和HII區(qū)形成旋臂上的恒星形成與演化StarFormationinTheSpiralGalaxyM811.3.1星系距離各種測距方法都有其極限：幾何視差法100pc,HR圖法10kpc,造父變星法10Mpc,超新星法100Mpc,更遠(yuǎn)的距離可以采用測譜線寬度的方法。測譜線寬度的方法為物理測距法，它的物理原理是發(fā)光物質(zhì)的遠(yuǎn)動而導(dǎo)致譜線的多普勒位移。§1.3星系世界

譜線位移

Doppler譜線位移

(Dopplershift)

由于輻射源在觀測者視線方向上的運(yùn)動而造成接收到的電磁輻射波長或頻率的變化。 遠(yuǎn)離（接近）觀測者輻射源發(fā)出的電磁輻射波長變長（短），稱為譜線紅移（藍(lán)移）。

譜線致寬

在沒有外界因素的影響時，原子的譜線的自然寬度非常窄。Doppler致寬 輻射源內(nèi)部原子的無規(guī)熱運(yùn)動輻射源的整體運(yùn)動（如轉(zhuǎn)動）造成譜線致寬。引力系統(tǒng)中物質(zhì)的運(yùn)動與其系統(tǒng)總質(zhì)量成正相關(guān)，而發(fā)光物質(zhì)的量可假定正比與系統(tǒng)總質(zhì)量。因此，由譜寬可確定星系的光度，并進(jìn)而定出距離。因此可以更加譜線增寬發(fā)現(xiàn)發(fā)光物質(zhì)的運(yùn)動彌散。

Tully-Fisher關(guān)系對旋渦星系，速度彌散ΔV=220×(L/L⊙)0.22H原子21厘米譜線寬度速度彌散光度~200Mpc距離

Faber-Jackson關(guān)系對橢圓星系，速度彌散ΔV=220×(L/L⊙)0.251.3.2星系空間分布統(tǒng)計分析星系的分布發(fā)現(xiàn)，星系具有集結(jié)成規(guī)模不同的系統(tǒng)的傾向，很少孤獨(dú)存在。（1）星系群大小約1Mpc,由十至幾十個星系組成。例如：本星系群包含銀河系等的約40個星系。(2)星系團(tuán)大小約10Mpc，由幾百至幾千個星系組成，存在引力關(guān)聯(lián)。室女（Virgo）星系團(tuán)距離~18Mpc，直徑~3Mpc，成員星系~2500個，其中橢圓星系占19%，旋渦星系占68%。(3)宇宙的大尺度結(jié)構(gòu)(largescalestructure)星系的分布是不均勻的，具有類似海綿狀的結(jié)構(gòu)，由細(xì)長的纖維（超星系團(tuán)）及其周圍的巨洞(voids)組成。巨洞的典型大小為50Mpc。宇宙中大部分物質(zhì)位于纖維結(jié)構(gòu)上，約占整個空間體積的1%-2%。在超過50Mpc

的尺度以上，宇宙可以看成是均勻的各向同性的，無顯著團(tuán)結(jié)構(gòu)。1.3.3星系的哈勃分類—幾何形態(tài)分類根據(jù)星系形態(tài)的不同，哈勃首先提出星系可以分為橢圓星系、透鏡狀星系、旋渦星系、棒旋星系和不規(guī)則星系5種類型，稱為哈勃分類。

哈勃音叉圖(1)橢圓星系(ellipticalgalaxies)

(2)旋渦星系(spiralgalaxies)

(3)棒旋星系(barredspiralgalaxies)

(4)透鏡狀星系(5)不規(guī)則星系

M82IC5152星系的相對數(shù)目

目前可觀測宇宙中大約有4×1010個星系。不規(guī)則星系數(shù)目最多，其次是旋渦星系和橢圓星系。

1.3.4正常星系與活動星系

不同與幾何形態(tài)的分類方法，依據(jù)星系若干物理特性的差異，可將它們分成正常星系和活動星系。 絕大部分星系是正常星系，但也有部分星系表現(xiàn)出強(qiáng)烈的活動性，例如類星體。活動星系的特征(1)高光度

最明亮的河外射電源(2)非熱連續(xù)輻射(譜偏離黑體輻射)正常星系： 黑體輻射，極大值在光學(xué)波段，輻射主要來自星系內(nèi)的恒星活動星系： 熱輻射（紅外）+非熱輻射，極大值在遠(yuǎn)紅外波段

光學(xué)X射線類星體PKS1127-145(3)快速光變光變時標(biāo)：幾天-1年→核區(qū)的大小不超過1光年(4)特殊形態(tài)亮核、噴流、不規(guī)則形態(tài)關(guān)于活動星系

在所有的星系中活動星系所占的比例很小，約2%。星系的距離越遠(yuǎn)，活動星系的比例越大。絕大部分活動星系是橢圓星系?；顒有窍档母吖舛确从吵鏊鼈兊膲勖芏?，因此不可能獨(dú)立成系，可能是正常星系的某個演化階段。

1.3.5星系旋轉(zhuǎn)曲線、暗物質(zhì)的存在

(1)旋渦星系的自轉(zhuǎn)曲線譜線位移→自轉(zhuǎn)速度→質(zhì)量

漩渦星系的自轉(zhuǎn)曲線→引力質(zhì)量比可見質(zhì)量大3-10倍。星系團(tuán)的引力質(zhì)量大約是可見質(zhì)量的10-100倍。宇宙中90%以上的質(zhì)量來自暗物質(zhì)。暗物質(zhì)存在的另外證據(jù)，如

光譜溫度熱運(yùn)動速度》逃逸速度（可見物質(zhì)）§1.4天體物理中的重大疑難問題§1.5天文觀測設(shè)備與展望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)色散對紅外、紫外光線吸收鏡面形變鏡面（雙面）磨制

最大的（1米）折射望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡的類型牛頓式卡塞格林式折軸式Palomar天文臺的5米Hale望遠(yuǎn)鏡Keck雙望遠(yuǎn)鏡之一（口徑10米）望遠(yuǎn)鏡的性能指標(biāo)聚光能力 天體成像亮度 ∝有效鏡面面積 ∝有效口徑2不同口徑望遠(yuǎn)鏡中的仙女星系角分辨本領(lǐng) 主要取決于光的衍射 角分辨率（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)

仙女星系大氣擾動影響Seeing歐洲南方天文臺哈勃空間望遠(yuǎn)鏡1990年發(fā)射，位于距地面600千米、周期95分鐘的軌道上2.4米口徑鏡片，可以在光學(xué)、紫外和紅外波段進(jìn)行觀測2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)HST在1993年修復(fù)前后拍攝的星系M100像比較望遠(yuǎn)鏡接收設(shè)備電荷耦合器件(CCD)特點(diǎn) 量子效率達(dá)75%

照相：<5%2.射電望遠(yuǎn)鏡全天候。受地球大氣和星際物質(zhì)影響較小。射電波的長波限制了望遠(yuǎn)鏡的角分辨率。

The100-MeterGreenBankRadioTelescope

Arecibo射電望遠(yuǎn)鏡射電干涉儀利用電磁波的干涉原理，將兩個或多個天線按一定方式排列，用傳輸線或其他方式連到接收機(jī)上進(jìn)行相加或相關(guān)處理。其空間分辨率取決于天線基線的總長度。有效面積由各個天線的大小決定。甚大陣（VLA）星系M51的射電與光學(xué)像3.紅外望遠(yuǎn)鏡名稱組織時間口徑波長范圍角分辨率IRASNASA,Netherlands1983-840.6m8-120mm3-30"ISOEuropeanSpaceAgency1995-980.6m

2.4-240mm1-60"SOFIANASA,Germany2003-2.5m

1-300mm1-20"SIRTFNASA2002-0.85m

2-160mm0.5-40"NGSTNASA2010?4-8m

0.5-30mm0.02-0.3"IRAS(InfraredAstron