普通天文學(xué)天體物理課件

緒論天文學(xué)是研究宇宙的科學(xué)。宇宙：四方上下曰宇，往古來今曰宙。 ——《淮南子》宇宙包含了所有的空間、時(shí)間、物質(zhì)和能量。緒論天文學(xué)是研究宇宙的科學(xué)。1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地球人類細(xì)胞原子質(zhì)子夸克1026m10-20m10-10m100m1010m1020m空間尺度：從極小到極大最遙遠(yuǎn)星系1026m10-20m12地球地球3太陽系太陽系4恒星世界恒星世界5星團(tuán)星團(tuán)6恒星的演化恒星的演化7恒星的形成恒星的形成8銀河系銀河系9宇宙島——河外星系宇宙島——河外星系10活動(dòng)星系活動(dòng)星系11星系集團(tuán)星系集團(tuán)12最遙遠(yuǎn)的星系最遙遠(yuǎn)的星系13時(shí)間跨度：從過去到將來向前：太陽的過去、大爆炸、時(shí)間的起點(diǎn)向后：太陽的演化、宇宙的未來時(shí)間跨度：從過去到將來向前：太陽的過去、大爆炸、時(shí)間的起點(diǎn)14宇宙演化的歷史宇宙演化的歷史15天文學(xué)的研究特點(diǎn)天文學(xué)研究的基礎(chǔ)——觀測(cè)（觀察和測(cè)量） 天文觀測(cè)是一種“被動(dòng)”的試驗(yàn) 觀測(cè)→理論→觀測(cè)距離極遠(yuǎn)時(shí)標(biāo)極長物理?xiàng)l件極端復(fù)雜（溫度、密度、壓強(qiáng)、磁場(chǎng)）天文學(xué)的研究特點(diǎn)天文學(xué)研究的基礎(chǔ)——觀測(cè)（觀察和測(cè)量）16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)展天體測(cè)量學(xué)：天體的位置和變化規(guī)律17天文學(xué)的發(fā)展天體的運(yùn)動(dòng)定律與天體力學(xué)天文學(xué)的發(fā)展天體的運(yùn)動(dòng)定律與天體力學(xué)18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)。

天文學(xué)的發(fā)展19世紀(jì)中葉，天體物理學(xué)誕生19關(guān)于本課程學(xué)習(xí)目的和要求學(xué)習(xí)內(nèi)容成績測(cè)定聯(lián)系方式 lixd@關(guān)于本課程學(xué)習(xí)目的和要求20仙女座星系，距離300萬光年人們?cè)鯓尤パ芯咳绱诉b遠(yuǎn)的天體？仙女座星系，距離300萬光年人們?cè)鯓尤パ芯咳绱诉b遠(yuǎn)的天體？21第一章恒星的觀測(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)鏡第一章恒星的觀測(cè)§1.1輻射基本知識(shí)22§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(electromagneticradiation) 宇宙線(cosmicrays) 中微子(neutrinos) 引力波(gravitationalwave) 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§1.1輻射基本知識(shí)1.電磁輻射LIGOHomesta23電磁輻射是以變化的電磁場(chǎng)傳遞能量、具有特定波長和強(qiáng)度的波（波動(dòng)性）。

波長范圍：＜0.01?–30m 1?ngstrom=10-10m (波長λ)×(頻率ν)＝光速c=3×1010cms-1電磁輻射是以變化的電磁場(chǎng)傳遞能量、具有特定波長和強(qiáng)度的波（波24根據(jù)波長由長到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學(xué)、紫外、X射線和γ射線等波段，可見光又可分解為七色光。

根據(jù)波長由長到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學(xué)、紫外、X25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=hν, 其中Planck常數(shù)h=6.63×10-27ergs-1

PlanckEinstein電磁輻射由光子構(gòu)成（粒子性）PlanckEinstein26大氣窗口(atmosphericwindow)地球大氣阻擋了來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。

大氣窗口(atmosphericwindow)27不透明度不透明度282.黑體輻射（blackbodyradiation）

黑體(blackbody)

能吸收所有的外來輻射（無反射）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表示。不同溫度黑體的輻射譜2.黑體輻射（blackbodyradiation）黑29Stefan-Boltzmann定律

單位面積黑體輻射的能量F＝σT4 其中Stefan-Boltzmann常數(shù) σ＝5.67×10-5ergcm-2s-1K-4

Wien定律

黑體輻射最強(qiáng)處的波長λmax與溫度之間的關(guān)系為 λmax

T＝0.29(cmK) 高溫黑體主要輻射短波，低溫黑體主要輻射長波。

Stefan-Boltzmann定律30不同輻射波段的太陽光學(xué)紫外X射線射電不同輻射波段的太陽光學(xué)紫外X射線射電31不同輻射波段的銀河系不同輻射波段的銀河系32不同波段的旋渦星系M81光學(xué)中紅外遠(yuǎn)紅外X射線紫外射電不同波段的旋渦星系M81光學(xué)33不同溫度天體的輻射OmegaCentauriSunAdim,youngstar(shownhereinred)nearthecenteroftheOrionNebulaRhoOphiuchi不同溫度天體的輻射OmegaCentauriSunAdi34Planck定律 溫度為T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強(qiáng)度

F與光源距離d的平方成反比 F∝d-2Planck定律353.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； 連續(xù)輻射通過冷的、稀薄的氣體后產(chǎn)生吸收線。

3.電磁波譜Kirchoff定律36恒星形成區(qū)M17中的熱氣體輻射譜太陽光譜恒星形成區(qū)M17中的熱氣體輻射譜太陽光譜37原子結(jié)構(gòu)和譜線的形成原子結(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。原子結(jié)構(gòu)和譜線的形成38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；反之產(chǎn)生吸收線。吸收或發(fā)射的光子能量為hν＝En2-En1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；反之產(chǎn)39吸收線的產(chǎn)生過程吸收線的產(chǎn)生過程40氫原子光譜（波長單位：nm）氫原子光譜（波長單位：nm）41氫原子光譜氫原子光譜42譜線與恒星的化學(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。譜線與恒星的化學(xué)成分43通過比較太陽光譜和實(shí)驗(yàn)室中各種元素的譜線，可以確定太陽大氣的化學(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。通過比較太陽光譜和實(shí)驗(yàn)室中各種元素的譜線，可以確定太陽大氣的444.譜線位移

Doppler譜線位移

(Dopplershift)

由于輻射源在觀測(cè)者視線方向上的運(yùn)動(dòng)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(cè)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）。

4.譜線位移Doppler譜線位移(Dopplers45譜線致寬

在沒有外界因素的影響時(shí)，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(dòng)輻射源的整體運(yùn)動(dòng)（如轉(zhuǎn)動(dòng)）造成譜線致寬。譜線致寬46SpectralInformationfromStarlight

SpectralInformationfromStar47§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(trignometricparallax)

利用三角法測(cè)量恒星的距離

基線越長，可測(cè)量的恒星距離越遠(yuǎn)。

D=B/sinρ§1.2恒星的距離和大小1.恒星距離的測(cè)定D=B/48周年視差(annualparallax)

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

通過測(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。周年視差(annualparallax)通過測(cè)量恒星在49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)

恒星的距離通常以秒差距(parsec)或光年(ligh50最近的恒星

αCentauriProxima

ρ=0.76″d=1.3pc（4.3ly）Barnard星ρ=0.55″

d=1.8pc(6.0ly)最近的恒星αCentauriProximaBarnar51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0.01″Hipparcos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100萬顆恒星的距離。

三角測(cè)距法只適用于近距離 （≤30-500pc）的恒星。 限制522.恒星的自行(propermotion)

恒星在天球上的視運(yùn)動(dòng)有兩種成分：地球和太陽的運(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)。后者稱為恒星的自行，代表恒星在垂直于觀測(cè)者視線方向上的運(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。

2.恒星的自行(propermotion)恒星在天球53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=88km/s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543.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=4πR2σT4,通過測(cè)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。

3.恒星大小的測(cè)定(1)方法55(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)

(2)結(jié)果56§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。

§1.3恒星的星等1.恒星的光度和亮度572.視星等m(apparentmagnitude)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)。2.視星等m(apparentmagnitude)定義58部分天體的視星等部分天體的視星等59(2)恒星的溫度和顏色

RigelBetelgeuse

(2)恒星的溫度和顏色RigelBetelgeuse60(3)

視星等的種類視星等的測(cè)量通常是在某一波段范圍內(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)-可見光波段星等ubvy測(cè)光系統(tǒng)。(3)視星等的種類視星等的測(cè)量通常是在某一波段范圍內(nèi)進(jìn)行的61UBV濾光片的透光率UBV濾光片的透光率62色指數(shù)(colorindex)—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。

色指數(shù)(colorindex)—在不同波段測(cè)量得到63StellarColorsandTemperaturesStellarColorsandTemperature643.絕對(duì)星等M(absolutemagnitude)

天體位于10pc距離處的視星等，它實(shí)際上反映了天體的光度。

對(duì)同一顆恒星： F10/Fd=(10/d)-2 M－m=－2.5log(F10/Fd)=5－5logd(pc) 對(duì)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)/53.絕對(duì)星等M(absolutemagnitude)65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)星等光度與絕對(duì)星等之間的關(guān)系10,00010010.010.0066§1.4恒星的光譜和赫羅圖

1.恒星光譜(spectrum)典型的恒星的光譜由連續(xù)譜和吸收線構(gòu)成?！?.4恒星的光譜和赫羅圖1.恒星光譜(spect672.恒星光譜的形成恒星的連續(xù)譜來自相對(duì)較熱、致密的恒星內(nèi)部。

吸收線來自較冷、稀薄的恒星大氣。2.恒星光譜的形成恒星的連續(xù)譜來自相對(duì)較熱、致密的恒星內(nèi)683.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強(qiáng)度。例如，A型星的H線最強(qiáng)，溫度比A型星低或高的恒星，H線較弱。

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強(qiáng)69這是因?yàn)槭共煌氐脑赢a(chǎn)生特定的光學(xué)吸收線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。這是因?yàn)槭共煌氐脑赢a(chǎn)生特定的光學(xué)吸收線要求原子中的電子704.Harvard光譜分類

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法。

AnnieJumpCannon

4.Harvard光譜分類Harvard大學(xué)天文臺(tái)的天文71Oh,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).Oh,BeAFineGuy(Girl),Kiss72每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個(gè)次型。太陽的光譜型為G2。每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個(gè)次型。太陽的光譜型為G73恒星的顏色不同光譜型恒星的輻射能量比較恒星的顏色不同光譜型恒星的輻射能量比較74DigitalStellarSpectraA9-O5mainsequencestars

DigitalStellarSpectraA9-O5m75DigitalStellarSpectraK5-F7mainsequencestarsDigitalStellarSpectraK5-F7m765.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(duì)星等表示。

LT恒星的分布？5.赫羅圖(H-Rdiagram)由丹麥天文學(xué)家E.77天空100顆最亮的恒星在赫羅圖上的分布。天空100顆最亮的恒星在赫羅圖上的分布。78太陽附近5pc范圍內(nèi)的恒星在赫羅圖上的分布。太陽附近5pc范圍內(nèi)的恒星在赫羅圖上的分布。79SampleStarDistributionSampleStarDistribution80Hipparcos衛(wèi)星測(cè)量的恒星的赫羅圖。Hipparcos衛(wèi)星測(cè)量的恒星的赫羅圖。81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82

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 白矮星赫羅圖上的等半徑線836.Yerkes光譜分類

恒星的光度級(jí)分類

Harvard光譜分類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)譜線寬度的變化，對(duì)恒星進(jìn)行光度分類。

原因：譜線的壓力（碰撞）致寬。如主序星，體積小，大氣密度高，壓力高，碰撞頻繁，譜線較寬；巨星，體積大，密度低，壓力小，譜線尖銳。

6.Yerkes光譜分類恒星的光度級(jí)分類84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

根據(jù)恒星光度的高低，將恒星分為I–VII七個(gè)光度級(jí)。85(2)恒星的二元光譜分類

在光譜分類的基礎(chǔ)上，結(jié)合恒星的光度級(jí)分類得到恒星的二元光譜分類

。如太陽的光譜型為G2V。

由恒星的光譜型可以確定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(spectroscopicparallax)—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(2)恒星的二元光譜分類在光譜分類的基礎(chǔ)上，結(jié)合恒星的光86§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為雙星的子星（主星、伴星），以橢圓軌道相互繞轉(zhuǎn)?！?.5雙星和恒星的質(zhì)量1.雙星87研究雙星的意義→驗(yàn)證萬有引力定律→測(cè)量恒星質(zhì)量→研究恒星結(jié)構(gòu)（形狀、大小、大氣）→研究恒星演化研究雙星的意義→驗(yàn)證萬有引力定律882.目視雙星和恒星質(zhì)量的測(cè)定

(1)目視雙星(visualbinaries)在望遠(yuǎn)鏡內(nèi)能夠分辨出兩顆子星的雙星系統(tǒng)。Krueger602.目視雙星和恒星質(zhì)量的測(cè)定(1)目視雙星(visual89

雙星的軌道運(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上。橢圓軌道的大小與子星的質(zhì)量有關(guān)， M1a1＝M2a2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，其半長徑為 a＝a1+a2雙星的軌道運(yùn)動(dòng)兩顆子星圍繞公共質(zhì)心作橢圓運(yùn)動(dòng)，半長徑分90

目視雙星質(zhì)量的測(cè)定

利用Kepler第三定律和Newton萬有引力定律：得到：以太陽-地球系統(tǒng)為參照其中a,P為雙星的軌道半長徑和周期。目視雙星質(zhì)量的測(cè)定91(2)天體測(cè)量雙星(astrometricbinaries)

某些雙星的一顆子星較暗，很難觀測(cè)到，但通過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)心以直線運(yùn)動(dòng)，但每一顆子星的運(yùn)動(dòng)軌跡是波浪形的，

如天狼星（Sirius）。

(2)天體測(cè)量雙星(astrometricbinarie923.分光雙星(spectroscopicbinaries)

通過子星軌道運(yùn)動(dòng)引起的譜線的Doppler位移確定其雙星性質(zhì)。 雙線、單線分光雙星。譜線位移取決于雙星軌道傾角的大小。

3.分光雙星(spectroscopicbinarie93視向速度曲線

由子星譜線的Doppler位移得到的子星的視向速度隨時(shí)間的變化曲線。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與視線的夾角為i,它的視向速度為由于得到

且

視向速度曲線94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)(massfunction)

利用Kepler第三定律消去上式中的a得到雙星的質(zhì)量函數(shù)為由于軌道傾角未知，由恒星的質(zhì)量函數(shù)不能確定恒星的質(zhì)量，但可用954.食雙星(eclipsingbinaries)

子星相互交食造成亮度變化的雙星。

光變曲線(lightcurve)：子星間的相互交食造成雙星亮度的變化曲線。

由光變曲線可以得到：

兩顆子星的溫度比、軌道傾角（→恒星質(zhì)量）和恒星的大小。

4.食雙星(eclipsingbinaries)子星965.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：~0.1M⊙≤M≤~100M⊙

（褐矮星）密度分布:10-6gcm-3（超巨星）→1.4gcm-3（太陽）→106gcm-3（白矮星）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：~097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~M0.5-1主序星的質(zhì)光關(guān)系：98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。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-R99§1.6天文望遠(yuǎn)鏡§1.6天文望遠(yuǎn)鏡1001.光學(xué)望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡1.光學(xué)望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡101折射望遠(yuǎn)鏡折射望遠(yuǎn)鏡102折射望遠(yuǎn)鏡的缺點(diǎn)色散對(duì)紅外、紫外光線吸收鏡面形變鏡面（雙面）磨制

折射望遠(yuǎn)鏡的缺點(diǎn)色散103最大的（1米）折射望遠(yuǎn)鏡最大的（1米）折射望遠(yuǎn)鏡104反射望遠(yuǎn)鏡的類型牛頓式卡塞格林式折軸式反射望遠(yuǎn)鏡的類型牛頓式卡塞格林式折軸式105Palomar天文臺(tái)的5米Hale望遠(yuǎn)鏡Palomar天文臺(tái)的5米Hale望遠(yuǎn)鏡106Keck雙望遠(yuǎn)鏡之一（口徑10米）Keck雙望遠(yuǎn)鏡之一（口徑10米）107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)鏡中的仙女星系望遠(yuǎn)鏡的性能指標(biāo)聚光能力不同口徑望遠(yuǎn)鏡中的仙女星系108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)

仙女星系角分辨本領(lǐng)仙女星系109大氣擾動(dòng)影響Seeing大氣擾動(dòng)影響Seeing