基础天文学第十九章课件.ppt
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1、基础天文学第十九章基础天文学第十九章蒋世仰蒋世仰19 恒星的性质(恒星的性质(4学时)学时)19-119-1 恒星距离和视差恒星距离和视差 19-2 19-2 恒星运动恒星运动 19-319-3 视亮度和光度视亮度和光度 19-4 19-4 光度、距离和视亮度光度、距离和视亮度 19-519-5 星等标尺,星等标尺,视星等和绝对星等视星等和绝对星等 19-619-6 颜色和表面温度颜色和表面温度 19-719-7 光谱分类光谱分类 19-8 19-8 等值宽度和谱线强度等值宽度和谱线强度 19-919-9 恒星的尺度恒星的尺度 19-10 19-10 恒星的半径、光度和表面温度恒星的半径、光度
2、和表面温度 19-11 19-11 赫罗图赫罗图 19-12 19-12 光度级光度级 19-13 19-13 双星和恒星质量双星和恒星质量 19-14 19-14 分光和密接双星分光和密接双星 19-15 19-15 食双星食双星在本章你可以找到下列问题的答案在本章你可以找到下列问题的答案 19-1 19-1 恒星有多远?恒星有多远?19-2 19-2 天文学家有何证据说明太阳是一个典型恒星?天文学家有何证据说明太阳是一个典型恒星?19-3 “19-3 “一等一等”或或“二等二等”恒星意味着什么?恒星意味着什么?19-4 19-4 为何有些恒星为何有些恒星“红红”而另外一些而另外一些“蓝蓝”
3、?19-5 19-5 恒星由什么构成?恒星由什么构成?19-6 19-6 随着恒星演化,我们的太阳特别大或小?随着恒星演化,我们的太阳特别大或小?19-7 19-7 什么是巨星,超巨星和白矮星?什么是巨星,超巨星和白矮星?19-8 19-8 如何知晓遥远恒星的距离?如何知晓遥远恒星的距离?19-9 19-9 为何双星系统在天文学中很重要?为何双星系统在天文学中很重要?19-10 19-10 恒星的光谱如何显示它是否真是双星系统?恒星的光谱如何显示它是否真是双星系统?19-11 19-11 天文学家由食变星学到些什么?天文学家由食变星学到些什么?天上的繁星像太阳天上的繁星像太阳 夜晚肉眼观天,但
4、见繁星闪烁,每一个星星看似一夜晚肉眼观天,但见繁星闪烁,每一个星星看似一个亮光点。用双筒望远镜,可以多看到个亮光点。用双筒望远镜,可以多看到10,00010,000个较个较暗的星星;用一架暗的星星;用一架15cm15cm的望远镜,可见星数多达的望远镜,可见星数多达2 2百百万。现在天文学家知道单单在我们银何系内就有万。现在天文学家知道单单在我们银何系内就有千千亿个恒星(亿个恒星(10101111)地球上的每一个人均可分到几打地球上的每一个人均可分到几打星星。但这些遥远的小光点究竟是些什么东西呢?星星。但这些遥远的小光点究竟是些什么东西呢?我们如何能了解这些光线要经过若干年,若干世纪我们如何能了
5、解这些光线要经过若干年,若干世纪甚至若干千年才能到达我们的物体的本质呢?令人甚至若干千年才能到达我们的物体的本质呢?令人吃惊的是,人们不仅学会了如何测量恒星的吃惊的是,人们不仅学会了如何测量恒星的距离距离和和恒星的恒星的运动运动,还能够测量它们的,还能够测量它们的质量,半径,光度,质量,半径,光度,温度和化学成分温度和化学成分。人们发现。人们发现恒星象太阳,是在自身恒星象太阳,是在自身引力束缚下的巨大而沉重的热气体球。引力束缚下的巨大而沉重的热气体球。赫罗图帮助人们了解恒星赫罗图帮助人们了解恒星 一些恒星比太阳大,一些比太阳小;一些恒星亮一些恒星比太阳大,一些比太阳小;一些恒星亮于太阳,一些暗
6、于太阳;一些热于太阳,一些冷于太阳,一些暗于太阳;一些热于太阳,一些冷于太阳。由两个互相在轨道上绕转的恒星组成的于太阳。由两个互相在轨道上绕转的恒星组成的双星是十分常见的。双星是十分常见的。通过本章将学会用以确定恒星这些性质的测量通过本章将学会用以确定恒星这些性质的测量和计算方法。并将了解何以能借助观测恒星相互和计算方法。并将了解何以能借助观测恒星相互绕转而确定它们的质量。还将查看绕转而确定它们的质量。还将查看赫赫.罗图罗图-能帮能帮助人们系统整理恒星相关信息的重要工具。在后助人们系统整理恒星相关信息的重要工具。在后续的几章中,我们将利用这幅图来了解续的几章中,我们将利用这幅图来了解恒星诞生,
7、恒星诞生,演化及最后死亡的途径。演化及最后死亡的途径。19-119-1 恒星距离和视差恒星距离和视差 现在我们知道绝大部分星星十分类似于我们的现在我们知道绝大部分星星十分类似于我们的太阳。太阳。它们是巨大的氢和氦气体球它们是巨大的氢和氦气体球。它们在内。它们在内部借部借热核反应而产能并向空间以电磁波方式辐热核反应而产能并向空间以电磁波方式辐射射。这些知识来自于我们发现恒星是如此地遥。这些知识来自于我们发现恒星是如此地遥远,它们的光线要经年之后才能到我们。尽管远,它们的光线要经年之后才能到我们。尽管距离遥远,这些恒星在晚上仍可清楚地为肉眼距离遥远,这些恒星在晚上仍可清楚地为肉眼所见,因此,它们每
8、秒钟辐射到空间中的所见,因此,它们每秒钟辐射到空间中的能量能量-光度光度-应当与太阳相近甚至更亮应当与太阳相近甚至更亮。就是对于太。就是对于太阳,唯一能解释如此巨大光度的是在其内部发阳,唯一能解释如此巨大光度的是在其内部发生的生的热核反应热核反应。看起来的亮暗不能确定远近看起来的亮暗不能确定远近 知道恒星到底离我们有多远是十分重要的,但怎样知道恒星到底离我们有多远是十分重要的,但怎样才能测量恒星的距离呢?为了回答这个问题,你可才能测量恒星的距离呢?为了回答这个问题,你可能想到利用不同恒星的不同亮度来加以判断:犹如能想到利用不同恒星的不同亮度来加以判断:犹如夜间观察汽车,车灯亮的应当近,暗的应当
9、较远。夜间观察汽车,车灯亮的应当近,暗的应当较远。因而你会认为猎户座的亮星参宿四比较近,位于小因而你会认为猎户座的亮星参宿四比较近,位于小熊座的暗淡的北极星比较远。但这种推理是错误的,熊座的暗淡的北极星比较远。但这种推理是错误的,北极星实际上比参宿四离我们更近。恒星的亮度不北极星实际上比参宿四离我们更近。恒星的亮度不是它们距离远近的好判据。在黑暗的夜晚,如果你是它们距离远近的好判据。在黑暗的夜晚,如果你看到前头有一个光点,它可以是千米外的摩托车头看到前头有一个光点,它可以是千米外的摩托车头灯也可是几米外行人的手电筒。同样,灯也可是几米外行人的手电筒。同样,亮星可能是亮星可能是极遥远而又特明亮的
10、恒星,暗星可能是较近的低光极遥远而又特明亮的恒星,暗星可能是较近的低光度星。因此,应当用别的技术来确定恒星的距离。度星。因此,应当用别的技术来确定恒星的距离。测量恒星距离最直接的办法是利用测量恒星距离最直接的办法是利用视差视差。也就是观测者改变观察点时发现的恒星视也就是观测者改变观察点时发现的恒星视位移(图位移(图19-119-1,2 2,3 3,4 4)。)。为测量恒星的为测量恒星的距离,人们测量从两个尽可能远的点观测距离,人们测量从两个尽可能远的点观测恒星时所发生的视差位移角。这两个点就恒星时所发生的视差位移角。这两个点就是地球绕太阳运行轨道上的相对两点。是地球绕太阳运行轨道上的相对两点。
11、在在地球绕太阳作轨道运动时,地球到离地球地球绕太阳作轨道运动时,地球到离地球较近的恒星的方向会发生变化,相对于较较近的恒星的方向会发生变化,相对于较远的恒星而来回运动远的恒星而来回运动(图(图19-2)。这种运)。这种运动叫做动叫做恒星视差恒星视差。如图。如图19-2所示,所示,恒星的恒星的视差(视差(P)等于地球从绕太阳运动的轨道上)等于地球从绕太阳运动的轨道上一边到另一边时恒星视位置移动角之一半一边到另一边时恒星视位置移动角之一半。视差视差P越大恒星的距离就越小。越大恒星的距离就越小。图图19-1 视差视差 图图19-2 恒星视差测量恒星视差测量图图19-3 恒星视差恒星视差图图19-4
12、恒星视差恒星视差秒差距单位的由来秒差距单位的由来 用秒差距为单位表出距离用秒差距为单位表出距离d是很方便的;是很方便的;视差视差角为角为1角秒(角秒(P=1)的恒星的距离为)的恒星的距离为1秒差距秒差距(d=1pc)。回忆节)。回忆节1-7,1秒差距等于秒差距等于3.26光光年,年,3.09X1013 千米或千米或206265天文单位天文单位。如果角度如果角度P以角秒为单位,于是以秒差距为单以角秒为单位,于是以秒差距为单位的恒星距离位的恒星距离d由下式给出:由下式给出:d=1/p d=到恒星的距离,以秒差距为单位。到恒星的距离,以秒差距为单位。P=恒星的视差角,以角秒为单位。恒星的视差角,以角
13、秒为单位。天体视差测量历史天体视差测量历史 实际上第谷就想测量天体的视差而没有成功。实际上第谷就想测量天体的视差而没有成功。十八世纪有人又尝试过测量恒星的视差角,十八世纪有人又尝试过测量恒星的视差角,他们也失败了。因为这些角度太小:一切已他们也失败了。因为这些角度太小:一切已知恒星的视差角均小于知恒星的视差角均小于1,意味着最近的恒,意味着最近的恒星也在星也在1秒差距之外。直到秒差距之外。直到1838年,德国天文年,德国天文学家和数学家学家和数学家白塞尔才测得天鹅白塞尔才测得天鹅61号星的视号星的视差等于差等于(1/3),因此确定它到地球的距离为,因此确定它到地球的距离为3秒差距(对天鹅秒差距
14、(对天鹅61号的现代测量给出视差角号的现代测量给出视差角为为0.289 及距离为及距离为3.46pc)。)。半人马座比邻半人马座比邻星具有已知最大的视差角星具有已知最大的视差角0.772,因此是离,因此是离地球上最近的恒星(太阳除外);它的距离地球上最近的恒星(太阳除外);它的距离为为1/(0.772)=1.30pc。伊巴谷和该亚卫星伊巴谷和该亚卫星 恒星的视差角非常小,用视差法测量恒星距离是最恒星的视差角非常小,用视差法测量恒星距离是最具挑战性的任务之一。在地面上很难测量小于具挑战性的任务之一。在地面上很难测量小于0.01角秒的视差,原因是地球大气拢动。用地面望远镜角秒的视差,原因是地球大气
15、拢动。用地面望远镜仅能对距离近于仅能对距离近于1/0.01=100pc恒星获得较可靠的恒星获得较可靠的距离。但是从绕地球作轨道运动的卫星上进行观测距离。但是从绕地球作轨道运动的卫星上进行观测则不受大气的影响,允许测量更小的视差角,因而则不受大气的影响,允许测量更小的视差角,因而确定更遥远恒星的距离。确定更遥远恒星的距离。1989年年8月月8日日,欧州空间,欧州空间局(局(ESA)发射了)发射了伊巴谷卫星伊巴谷卫星(Hipparcos)。)。1993年年3月发布了包对月发布了包对118,000个恒星的视差和光度个恒星的视差和光度等数据,视差精度为等数据,视差精度为0.001。这使得天文学家能确。
16、这使得天文学家能确定恒星的距离远于定恒星的距离远于八百秒差距八百秒差距;而且比地面观测有而且比地面观测有高得多的精度。为了扩大战果,高得多的精度。为了扩大战果,ESA于于2013年年12月月19日发射该亚(日发射该亚(Gaia)卫星。)卫星。2016年年9月月14日发布日发布了了11.4亿个恒星的第一份星表和银河系的三维图像亿个恒星的第一份星表和银河系的三维图像。其中包括其中包括2百万以上恒星的视差,极限星等到百万以上恒星的视差,极限星等到15.0,精度优于精度优于26.6微角秒。相当于微角秒。相当于3759秒差距秒差距。三角测量是其它视差测量法的基础三角测量是其它视差测量法的基础 在近代天文
17、学中,测量恒星的距离极为重要。如我在近代天文学中,测量恒星的距离极为重要。如我们将在第们将在第25章中要讨论的利用那些测量,画出了银章中要讨论的利用那些测量,画出了银河系的大小和形状。可惜,银河系内的大部分恒星河系的大小和形状。可惜,银河系内的大部分恒星是如此地遥远,它们的视差太小,很难用轨道望远是如此地遥远,它们的视差太小,很难用轨道望远镜测量出来。本章稍后,我们将讨论能够用来测量镜测量出来。本章稍后,我们将讨论能够用来测量更为遥远的恒星的距离的方法。将在第更为遥远的恒星的距离的方法。将在第26和和28章内章内讨论的其它办法,讨论的其它办法,不仅允许确定其它星系的距离,不仅允许确定其它星系的
18、距离,还可以确定整个宇宙的尺度、年龄和结构。还可以确定整个宇宙的尺度、年龄和结构。由于恒星视差测量只能用于较近的恒星,似乎只由于恒星视差测量只能用于较近的恒星,似乎只有有限的用场。实际上,有有限的用场。实际上,视差测量是其它确定遥远视差测量是其它确定遥远天体距离的方法的基石。天体距离的方法的基石。恒星也在不停地运动恒星也在不停地运动 因为所有的其它方法均要求关于近星距离的因为所有的其它方法均要求关于近星距离的精确知识。这意味着对近星视差测量的任何精确知识。这意味着对近星视差测量的任何误差,会带给整个宇宙的测量以实质性的误误差,会带给整个宇宙的测量以实质性的误差。因此差。因此我们要继续完善视差测
19、量技术。我们要继续完善视差测量技术。恒星视差是地球绕太阳作轨道运动引起的视恒星视差是地球绕太阳作轨道运动引起的视差运动。但是恒星并非固定不动,实际上是差运动。但是恒星并非固定不动,实际上是在空间运动着。因此,恒星在天球上的位置在空间运动着。因此,恒星在天球上的位置在改变着,而且它们要吗趋向太阳,要吗离在改变着,而且它们要吗趋向太阳,要吗离开太阳。但是这些开太阳。但是这些运动足够地慢以至恒星位运动足够地慢以至恒星位置的变化在人的一生中很难注意到置的变化在人的一生中很难注意到。19-2 19-2 恒星运动恒星运动 恒星可向空间任何方向运动。恒星的空间速度描述恒星可向空间任何方向运动。恒星的空间速度
20、描述它向何方向运动及速度多快。如附图所示,它向何方向运动及速度多快。如附图所示,恒星的恒星的空间速度空间速度V可分解为与我们的视线方向平行和垂直两可分解为与我们的视线方向平行和垂直两个分量个分量。垂直人们视线方向的成分一即穿过空间平。垂直人们视线方向的成分一即穿过空间平面的成分面的成分叫做恒星的叫做恒星的切向速度(切向速度(Vt)。为确定它,。为确定它,天文学家必须知道恒星的天文学家必须知道恒星的距离距离(d)和它的自行和它的自行,后者,后者是恒星在一年内在天球面上移动的角秒数。自行并是恒星在一年内在天球面上移动的角秒数。自行并不年年重复,因此可从视差的前后位移中区分出来。不年年重复,因此可从
21、视差的前后位移中区分出来。利用距离和自行,恒星的切向速度(以千米利用距离和自行,恒星的切向速度(以千米/秒为单秒为单位)可以表为位)可以表为 Vt=4.74 d 此处此处 是每年的角秒数,是每年的角秒数,d以秒差距为单位。例如以秒差距为单位。例如巴纳德星的自行为每年巴纳德星的自行为每年10.358。而距离为。而距离为1.82pc,因因此它的切向速度是此它的切向速度是 Vt=4.74(10.358)(1.82)=89.4km/s图图19-5 19-5 空间运动由视向和切向分量组成空间运动由视向和切向分量组成视线速度视线速度 平行于视线方向的恒星运动叫平行于视线方向的恒星运动叫视线速度(视线速度(
22、Vr),可),可用测量恒星谱线的多普勒位移求得。假如恒星趋近用测量恒星谱线的多普勒位移求得。假如恒星趋近我们,它的全部谱线的波长均会减小(我们,它的全部谱线的波长均会减小(蓝移);假蓝移);假如恒星远离我们,波长将增大(红移)。视线速度如恒星远离我们,波长将增大(红移)。视线速度与波长位移的关系决定于公式与波长位移的关系决定于公式 (0)/0=Vr/c “”是来自恒星的光的波长,是来自恒星的光的波长,“0”是假定恒星静止是假定恒星静止时的波长,时的波长,“c”是光速。例如巴纳德星光谱中的一是光速。例如巴纳德星光谱中的一条铁线的波长条铁线的波长“”为为516.438,同一条谱线在地面,同一条谱线
23、在地面实验室中测得的波长实验室中测得的波长“0”为为516.629nm,因此,我们因此,我们有有(516.438-516.629)/516.629=-0.00370=Vr/C,于是有于是有 Vr=(-0.000370)c=(-0.000370)(3 105 km/s)=-111km/s 负号意味着巴纳德星朝我们走来。作为检验你可以负号意味着巴纳德星朝我们走来。作为检验你可以看到来自巴纳德星的波长看到来自巴纳德星的波长=516.438mm=516.438mm小于实验室小于实验室波长波长 0 0=516.629=516.629,这的确意味着恒星是趋向我们的。,这的确意味着恒星是趋向我们的。如果该星
24、离开我们,它的视向速度应当为正。如果该星离开我们,它的视向速度应当为正。切向速度和视线速度形成直径三角形的两个边,三切向速度和视线速度形成直径三角形的两个边,三角形的长边(斜边)为空间速度(角形的长边(斜边)为空间速度(V V)。由钩股弦定)。由钩股弦定律空间速度为律空间速度为 V=V=(Vt(Vt2 2+Vr+Vr2 2)对巴纳德星,空间速度为对巴纳德星,空间速度为 V=V=(-111km/s-111km/s)2 2 +(89.4km/s)+(89.4km/s)2 2=143km/s=143km/s 因此,巴纳德星在空间以因此,巴纳德星在空间以143km/s143km/s相对于太阳运动。相对
25、于太阳运动。确定恒星的空间速度对了解银河系结构非常重要,确定恒星的空间速度对了解银河系结构非常重要,研究表明在我们附近的恒星正在很大的轨道上绕银研究表明在我们附近的恒星正在很大的轨道上绕银河系中心运动。该中心位于人马座方向约河系中心运动。该中心位于人马座方向约8000 pc8000 pc。许多轨道是近圆的且几乎位于同一平面,但另一些许多轨道是近圆的且几乎位于同一平面,但另一些则是高度椭圆的或与银道面成很陡的倾角。则是高度椭圆的或与银道面成很陡的倾角。19-319-3 视亮度和光度视亮度和光度 尽管夜空中一切可见的恒星都与太阳一样靠热核聚尽管夜空中一切可见的恒星都与太阳一样靠热核聚变而发光,但它
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