中图版地理选修1《恒星的位置和星空观察》教案.doc

第一章宇宙1.2恒星的位置和星空观察相关素材大小恒星的真真径可以根据恒星的视肓径（角肓径）和距离计算岀来常用的干涉仪 或月掩星方法可以测出小到0.01的恒星的角肓径，更小的恒星不容易测准，加上测量 距离的误差，所以恒星的真貞径可靠的不多根据食双星兼分光双星的轨道资料，也 可得出某些恒星真径对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真肓径 用备种方法求出的不同恒星的肓径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上 恒星的大小和差也很大，有的是巨人，有的是侏儒地球的肓径约为13000千米， 太阳的直径是地球的109倍巨星是恒星世界中个头最大的，它们的真径要比太 阳大几卜到几百倍超巨星就更大了，红超巨星心宿二（即夭揭座a ）的肓径是 太阳的600倍；红超巨星参宿四（即猎户座a ）的胃径是太阳的900倍，假如 它处在太阳的位置上，那么它的大小几乎能把木星也包进去它们还不算最大的， 仙王廉VV是一对双星，它的主星A的直径是太阳的1600倍；HR237肓径为太 阳的1800倍还有一颗叫做柱一的双星，其伴星比主星还大，肓径是太阳的200 0-3000倍这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人看完了恒星世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。

在恒星世界当中，太 阳的大小属中等，比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了 白矮星的肓径只有几「千米，和地球差不多，中子星就更小了，•它们的真径只有20 千米左右，片矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒我们知道，一个球体的体积与 半径的立方成正比如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大九I-多亿 倍，而中了星就要比太阳小几百力亿倍由此可见，巨人与侏儒的差别有多么悬殊质量只有特殊的双星系统才能测出质量来，一般恒星的质量只能根据质光关系等方法 进行估算已测出的恒星质量大约介于太阳质量的百分Z儿到120倍Z间，但大多数 恒星的质量在0.1〜10个太阳质量Z间恒星的密度可以根据肓径和质量求出，密度 的量级大约介于10克/厘米（红超巨星）到10〜10克/厘米（中了星）Z间恒星表面的大气压和电了压可通过光谱分析来确定元素的中性与电离谱线的强 度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电了压力密切相关电了压与气体压Z间 存在着尚定的关系，二者部取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密 切的关系根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情 况，可以测定恒星的磁场。

太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1〜2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数力高斯口矮星和出壬星具有更强的磁场化学组成与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析，借以确 定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得 多多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学纟R成与太阳大气差不多按质量计 算，氢最多，氨次Z,其余按含量依次大致是氫、碳、氮、氛、镁、鉉、硫等但 也有一部分恒星大气的化学纟ft成与太阳大气不同，例如沃尔夫一拉叶星，就有含碳丰 富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序Z分）在金属线星和A型特殊星中，若干金属元 素和超铀元素的谱线显得特别强但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个 问题理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化学纟H•成会随着热核反丿应过稈的改变而逐渐 改变，重元素的含量会越来越多，然而恒星大气中的化学纟R成一般却是变化较小的物•理特性的变化观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间的推移发生周期的、 半规则的或无规则的变化这种恒星叫作变星变星分为两大类：一类是由于几个天 体间的几何位置发生变化或恒星自身的几何形状特殊等原因而造成的几何变星；一类 是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。

儿何变星中，最为人们熟悉的是两个恒星互相绕转（有时还有气环或气盘参与） 因而发生变光现彖的食变星（即食双星）根据光强度随时间改变的“光变曲线”，可 将它们分为大陵五型、天琴廉3 （渐台二）型和去宜型三种几何变星中还包括椭 球变星（一因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造 成的）、星云变星（位于星云之中或之后的一些恒星，因星云移动，吸光率改变而形成 亮度变化）等可用倾斜转了模型解释的磁变星，也应归入几何变星之列物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类脉动变星的 变光原因是：恒星在经过漫长的主星序阶段以示（见赫罗图），自身的大气层发生周 期性的或非周期性的膨胀和收缩，从而引起脉动性的光度变化理论计算表明脉动周 期与恒星密度的平方根成反比因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变 星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期约在 1〜50天之间的经典造父变星和周期约在.,0.05-1.5天之间的天琴座RR型变星（又叫 星团变星），是两种最重要的脉动变星观测表明，前者的绝对星等随周期增长而变 小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可以通过精确测定它们的变光周期来 推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔” 或“量天尺”之称。

天琴廉RR型变星也有量天尺的作用还有一些周期短于0.3天的脉动变星（包括•‘〃 class=link＞盾牌座型变星、船帆 座AI型变星和型变星’〃 class二link〉仙王座型变星等），它们的大气分成若干层，备 层部以不同的周期和形式进行脉动，因而，其光度变化规律是几种周期变化的迭合， 光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异盾牌廉5型变星 和船帆坯AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座P型变星属于高温巨 星或亚巨星一类爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类超新 星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到一、二年内变得非常暗弱目前 多数人认为这是恒星演化到晩期的现象超新星的外部売层以每秒钟数干乃至上力公 里的速度向外膨胀，形成一个逐渐扩大而稀薄的星云；内部则因极度压缩而形成密度 非常大的中了星Z类的天体最著名的银河超新星是中国宋代（公元1054年）在金 牛座发现的“天关客星”现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约3 3毫秒的脉冲星一般认为，脉冲星就是快速自一转的中了星新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干 年内逐渐恢复原状。

1975年8月在天鹅朋发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的 一颗光谱观测表明，一新星的气売以每秒500-2,000公里的速度向外膨胀一般认 为，新星爆发只是売层的爆发，质量损失仅占总质量的T分Z—左右，因此不足以使 恒星发生质变有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2〜6个星等，发 亮周期也短得多它们多是双星中的子星乙一，因而不少人的看法倾向于，这一类变 星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快冋复原状的一些很不规则 的快变星它们被认为是•一些低温的主序前星还有一种•北冕座R熨变星,它们的光度与新星相反，会很快地突然变暗几个星 等，然示慢慢上升到原来的亮度观测表明，它们是一些含碳量丰富的恒星大气中 的碳•尘埃粒了突然大量增加，致使它们的光度突然变暗，因而也有人把它们叫作碳爆 变星随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。