恒星的基本知识课件.ppt

第二章 恒星的基本知识(续:恒星基本参数的测定)视星等与绝对星等，光度绝对星等光度全天可见约 6000 颗恒星1 1 等星等星 2222颗颗 2 2 等星等星 7171颗颗3 3 等星等星 190190颗颗4 4 等星等星 610610颗颗5 5 等星等星 19291929颗颗余下都是余下都是6 6等星等星 织女星  天狼星  金星最亮时 满月  太阳  最大地面望远镜 哈勃空间望远镜 星等系统(光度系统)目视星等  人眼对黄绿光（平均波长约为550nm）最 敏感照相星等  照相底片对蓝紫光（250－500nm，平均 波长约为430nm）最敏感仿视星等  用黄绿色滤光片配合照相底片，得到的 灵敏度与人眼大致相同光电星等  由安装在望远镜终端的光电光度计测得辐射星等  用对各个波段辐射灵敏度均相同的探测 器测得热星等      表征恒星在整个电磁波段辐射总量恒星的温度恒星的温度—黑体辐射的维恩定律观测时需要作的改正 大气消光    使恒星颜色变红变暗 星际红化    星际空间存在大量的气体和尘埃， 它们对短波光线的散射很强烈， 因而使恒星的颜色显得偏红  星际消光    这些气体和尘埃还会吸收或屏蔽 光线，使得星光变暗 色指数 （C = B －V）恒星的有效温度有效温度就是辐射功率与恒星相同的等效黑体的温度 典型的恒星光谱1825年 法国哲学家孔德（A. Comte)《实证哲学义》： “恒星的化学组成是人类绝不可能得 到的知识。

1840年 法国天文学家阿腊果（F. Arago） “太阳上面是可以住人的1860年 法国天文普及作家弗拉马利翁（C.Flammarion） 《众生世界》： “要解决行星世界上的热度问题，我们 所要知道的数据是我们永远得不到的 基尔霍夫定律 夫琅和费（J. Fraunhofer）      1817年: “我用许多实验和各种不同的方法，证明这些谱线和谱带实在是日光固有的性质，绝不是从衍射、光幻视觉等原因而来 他公布的太阳光谱中有黑线几百条之多，至今仍被称为“夫琅和费谱线”基尔霍夫（G. Kirchhoff）定律（1859年）（1）每一种化学元素都有自己特殊的光谱（2）每一种元素都可以吸收它自己能够发射 的光线，这就是谱线的反变或自蚀现象   1864年  英国天文爱好者哈根斯(W. Huggins)和意大利教士塞西(A. Secchi)分别用摄谱仪证认出一些恒星的元素谱线，哈根斯并根据多普勒效应测定了一些恒星的视向速度1869 年  英国天文学家洛基尔(N. Lockyer)在太阳光谱中首次发现氦线，之后到1895年才由英国化学家 雷姆塞在地球上发现了氦1885年  哈佛大学天文台开始用物端棱镜方法，对恒星光谱的分类作大规模的研究，此后到1924年，共完成225，000多颗星的光谱分类，这是近代天文史上的巨作，为以后的研究提供了丰富的资料 哈佛光谱分类哈佛光谱分类                                                        S  O – B – A – F – G – K – M                                 R — N  Oh!  Be  A  Fine  Girl!  Kiss  Me  Right  Now, Sweetheart!  各种光谱型的化学成分光谱型颜色温度光谱特征O蓝白紫外连续谱强，有弱HeⅡ, HeI, HI线B蓝白HeI线在B2型达到最大，B0之后HeⅡ消失，H线逐渐变强A白H线在A0达到极大，CaⅡ线增强，出现弱的中性金属线F黄白H线变弱但仍明显，CaⅡ线大大增强，电离和中性金属线的强度增加G黄属太阳谱型，CaⅡ线很强，Fe及金属线强，H线弱K橙金属线主导，连续谱蓝端变弱，分子带（CN，CH）变强M红分子带主导，中性金属线强电离能电离能（eV)He II    54.4        He I     24.6 H I       13.6Ca II    11.9Fe II      7.9Ca I       6.1萨哈(Saha)公式赫罗图 (Hertzsprung – Russell Diagram)罗素1913年得到的最早的绝对星等－光谱型图恒星距离的测定■ 三角视差法1弧度=■分光视差法（谱线相对强度）■威尔逊—巴普法    CaII 发射线宽度    (G、K、M型星) ■主星序重叠法变星变星：几何变星—食变星 分光双星造父变星造父变星  (仙王座 δ 星)物理变星物理变星：脉动变星 & 爆发变星光变周期:5天8小时46分38秒，周期非常稳定最亮时视星等 最暗时是 亮度相差1.9倍 谱线有周期性的位移光谱型也有周期性的变化，从F5型变到G3型  造父变星的周期—光度关系造父变星 & 天琴座 RR 型星（量天尺）爆发变星爆发变星超新星超新星激变变星（新星激变变星（新星 & 再发再发新星）新星）早期演化阶段的变星早期演化阶段的变星有延伸气壳的早型变星有延伸气壳的早型变星 超新星HST发现的超新星历史上的河内超新星记录公元年位置１８５半人马座３８６人马座３９３天蝎座１００６豺狼座１０５４金牛座１１８１仙后座１４０８天鹅座１５７２仙后座１６０４蛇夫座超新星爆发时的冲击波SN 1987A—■变星测距法★造父变星的周光关系：哈勃第一个成功地测          得仙女座大星云M31的距离为75万光年(现在认              为应是220万光年)★天琴座RR变星：它们光变周期不同，但绝对            星等都在+0.5等左右★新星、超新星      作为测距的“标准烛光”：         新星   极大光度～ -7.6等          超新星         SNⅠ   光极大时 ～ -19等                           SNⅡ   光极大时 ～ -17等 ■行星状星云 ■ HⅡ区 ■球状星团 ■旋涡星系、椭圆星系 的谱线宽度 ■最亮的星系(巨椭圆星系，它们具有大致确定的光度 )哈勃关系天体距离的测量（小结）宇宙距离阶梯天体距离的测量（小结） 恒星质量的测定恒星的总的能量               光度（能量损失率） 年龄  ～        恒星年龄的测定理论结果恒星各参数的范围。