天文學(xué).W11-12.恒星的測量

1、天文學(xué) 第十一周 恒星的測量 n恒星是本身能發(fā)光的星球。恒星是本身能發(fā)光的星球。 n在浩瀚的宇宙中，除了太陽，所有恒星在浩瀚的宇宙中，除了太陽，所有恒星 都離我們非常遙遠(yuǎn)。都離我們非常遙遠(yuǎn)。 n平時，我們眼睛能直接看到的恒星大都平時，我們眼睛能直接看到的恒星大都 位于銀河系。位于銀河系。 n恒星世界豐富多彩。恒星世界豐富多彩。 剛剛形成的原恒星剛剛形成的原恒星 年幼的主序前星年幼的主序前星 步入晚年的紅巨星步入晚年的紅巨星 青壯年主序星青壯年主序星 臨終的白矮星、中臨終的白矮星、中 子星和黑洞子星和黑洞 按照光按照光 度分度分 正常星 變 星 超新星 按照年按照年 齡分齡分 n恒星的距離，若用

2、千米表示，數(shù)字實在太大，為恒星的距離，若用千米表示，數(shù)字實在太大，為 使用方便，通常采用光年作為單位。使用方便，通常采用光年作為單位。 n1光年是光在一年中通過的距離。光年是光在一年中通過的距離。 1 1 l.yl.y.= 9.46.= 9.46101015 15m m n離開我們最近的太陽以外的恒星是半人馬星座的離開我們最近的太陽以外的恒星是半人馬星座的 比鄰星，距離為比鄰星，距離為4.34.3光年。光年。 n牛郎星離我們牛郎星離我們16.5l.y.16.5l.y.，織女星離我們，織女星離我們26.5l.y.26.5l.y.， 它們相聚它們相聚16.1l.y.16.1l.y.，以光速同時出發(fā)

3、，也要，以光速同時出發(fā)，也要8 8年之年之 后才能相會。后才能相會。 n明亮的大角星明亮的大角星 36.1l.y.36.1l.y.，天津四，天津四 1600l.y.1600l.y.。 n恒星離我們十分遙遠(yuǎn)。恒星離我們十分遙遠(yuǎn)。 n如何測定？如何測定？ 一、恒星的距離 n天文學(xué)家常用一個比l.y.更大的單位秒 差距(pc)來量度距離，它是由三角視差法 定義的。 n視差。 n距離越近，視差越大。 主要方法有三角視差法、分光視差法、星團(tuán) 視差法等。主要介紹前兩個。 1. 1. 三三 角角 視視 差差 法法 n地球繞日公轉(zhuǎn)，不同 時刻處于不同位置， 故觀測同一天體在天 球上的位置就有差異。 n對恒星相

4、隔半年的 兩次觀測。 n周年視差周年視差(parallax, ) 當(dāng)恒星當(dāng)恒星(P(P點點) )與地球的連線與地球的連線 垂直地球軌道半徑時，恒垂直地球軌道半徑時，恒 星對日地平均距離星對日地平均距離a a所張角所張角 度。度。 小角近似下：小角近似下： tantan sinsin = = a/ra/r ( (取取a a = 1 AU= 1 AU， 為弧度為弧度.).) 距離距離: :r = r = 1 AU 1 AU / / 當(dāng)當(dāng) = =1 1 時的距離定義為時的距離定義為 一個一個秒差距秒差距(parsec, (parsec, pcpc) ) 1 1 radrad 57.2857.28 3

5、600 3600 = 206265 = 206265 (角秒角秒) 1 1 = = 1/206265 1/206265 radrad ( (弧度弧度) ) 1 pc = 206265 AU1 pc = 206265 AU = 3.26 = 3.26 l.yl.y. . = 3.09= 3.09101018 18 cm cm (1 AU = 1.5(1 AU = 1.5101013 13 cm) cm) (1 (1 l.yl.y.= 63240 AU = 9.46.= 63240 AU = 9.46101017 17cm) cm) a r a) 恒星視差的幾何說明。恒星視差的幾何說明。 對于相隔

6、對于相隔6個月的測光，個月的測光， 基線是日地距離的兩基線是日地距離的兩 倍，即倍，即2AU。 b) 視差角度一般是通過視差角度一般是通過 照相觀測來測定的照相觀測來測定的 視差角 待測恒星 即使離地球最近的恒星即使離地球最近的恒星 - - 比鄰星比鄰星( (ProximaProxima Centauri)Centauri)的三角視差也有的三角視差也有0.77”0.77”，所以小角近，所以小角近 似是合理的。似是合理的。 三角視差法是測定恒星距離最基本、最可靠的方三角視差法是測定恒星距離最基本、最可靠的方 法。恒星越遠(yuǎn)，視差角越小，要求觀測的精度越法。恒星越遠(yuǎn)，視差角越小，要求觀測的精度越 高

7、。地面上用高。地面上用三角視差法可以測量約三角視差法可以測量約8千顆恒星。千顆恒星。 空間測量：空間測量：1989-19931989-1993年運行的的依巴谷衛(wèi)星年運行的的依巴谷衛(wèi)星 ( (HipparcosHipparcos) )，測量了，測量了1111萬萬8 8千顆恒星的周年視差千顆恒星的周年視差 值，精確到值，精確到0.001”0.001”。 SIM PlanetQuest 號稱測量視差精度為4 as (0.000004角秒) 對應(yīng)距離為對應(yīng)距離為250 250 kpckpc, , 可惜該可惜該 任務(wù)任務(wù)20102010年已經(jīng)被取消。年已經(jīng)被取消。 Gaia Global Astrome

8、tric Interferometer for Astrophysics 測量視差精度為20 as (ESA 2013(ESA 2013年發(fā)射？年發(fā)射？) ) n恒星光譜中某些譜線對的強(qiáng)度比和絕對星等的線性恒星光譜中某些譜線對的強(qiáng)度比和絕對星等的線性 經(jīng)驗關(guān)系經(jīng)驗關(guān)系 n常用的譜線對：常用的譜線對： SrSr II 407.8nm/Fe I 707.2nm II 407.8nm/Fe I 707.2nm：一次電離鍶線與中性鐵：一次電離鍶線與中性鐵 線譜線的強(qiáng)度對比線譜線的強(qiáng)度對比 Ti II 416.1nm/Fe I 416.7nmTi II 416.1nm/Fe I 416.7nm . .

9、n定標(biāo)定標(biāo) 選取絕對光度已知的恒星，測量其譜線對的強(qiáng)度選取絕對光度已知的恒星，測量其譜線對的強(qiáng)度 比，求出兩者比，求出兩者(強(qiáng)度比絕對星等強(qiáng)度比絕對星等)之間的線性關(guān)之間的線性關(guān) 系系。以后就可以由此關(guān)系，從強(qiáng)度比得到絕對星等。再。以后就可以由此關(guān)系，從強(qiáng)度比得到絕對星等。再 由視星等來求出恒星距離。由視星等來求出恒星距離。 受星際消光影響，大致可以測量受星際消光影響，大致可以測量500-1000 pc范圍內(nèi)距離。范圍內(nèi)距離。 2. 2. 分分 光光 視視 差差 法法 n利用分光視差法測定距離的恒星約利用分光視差法測定距離的恒星約6萬顆以上。萬顆以上。 n造父視差法利用造父變星的周光(周期和光

10、度) 關(guān)系來確定距離的。在變星章節(jié)中再說明。 n譜線紅移測距法幾乎所有星系的都有紅移現(xiàn) 象，星系距我們越遠(yuǎn)，其譜線紅移量越大。 n今后會講到：宇宙距離尺度 ( Cosmic Distance Ladder! ) 我們的鄰居 離我們最近的離我們最近的3030顆顆 恒星，其中很多處恒星，其中很多處 在多星系統(tǒng)中，都在多星系統(tǒng)中，都 在在4 pc4 pc范圍之內(nèi)。范圍之內(nèi)。 比鄰星比鄰星 ( (半人馬半人馬C)C)：1.3 pc1.3 pc BarnardBarnard( (巴納德巴納德星星) )： 1.8 pc1.8 pc SiriusSirius：天狼，大天狼，大 犬犬,2.6 pc,2.6 p

11、c ProcyonProcyon：南河三，南河三， 小犬小犬,3.51 pc,3.51 pc 二、恒星的絕對星等與光度 n視星等視星等 (apparent magnitude) 指肉眼或者天體輻射探測器檢測到的恒星亮度。指肉眼或者天體輻射探測器檢測到的恒星亮度。 距離不同，消光。距離不同，消光。 n絕對星等絕對星等 (absolute magnitude) 定義為恒星在定義為恒星在10 pc處的視星等。處的視星等。 n天體的亮度與距離的平方成反比。天體的亮度與距離的平方成反比。 n距離模數(shù)距離模數(shù) 1. 1. 絕對星等絕對星等 n光度光度 恒星每秒發(fā)出的總輻射能量，它反映恒星真正的發(fā)光強(qiáng)度。恒

12、星每秒發(fā)出的總輻射能量，它反映恒星真正的發(fā)光強(qiáng)度。 單位單位erg s-1 (1 erg = 10-7 J) n太陽的光度太陽的光度 L 3.93.9101033 33 erg s erg s-1 -1 n恒星的光度恒星的光度 超巨星，超巨星，天津四天津四，6 610104 4 L L 白矮星，天狼星的伴星，白矮星，天狼星的伴星，1010-4 -4 L L 2. 2. 恒星光度恒星光度 24 4 e LRT 絕對熱星等絕對熱星等 光度對應(yīng)的星等光度對應(yīng)的星等 (Absolute Bolometric Magnitude) M Mbol bol= = 2.5log L + C2.5log L +

13、 C 熱改正（絕對熱星等與絕對目視星等之差）熱改正（絕對熱星等與絕對目視星等之差） (Bolometric Correction)(Bolometric Correction) BC = BC = M Mbol bol M MV V 太陽：太陽：BC BC 0.080.08， M MV,sun V,sun = 4.83 = 4.83， M Mbol,sun bol,sun = 4.75 = 4.75 表面溫度表面溫度 顏色顏色熟悉的例子熟悉的例子 30,000 electric blue 20,000 藍(lán)色參宿七 10,000 白色織女，天狼星 7,000 黃白老人星 6,000 黃色太陽，比

14、鄰星 4,000 橙色大角星，畢宿五 3,000 紅色參宿四，巴納德星 爐火純青爐火純青 牛頓早在17世紀(jì)發(fā)現(xiàn)，陽光經(jīng)過三棱鏡會分出七 種色彩，并稱它為光譜(Spectrum)。光譜分析在 天體物理的研究上有著相當(dāng)重要的地位，人們可 以通過光譜了解天體的化學(xué)組成及其許多物理性 質(zhì)。 1. 1. 光譜光譜 n光譜光譜 ( (橫軸為波長，縱軸為輻射強(qiáng)度橫軸為波長，縱軸為輻射強(qiáng)度) ) 可分為三種類型，即連續(xù)光譜、明線光譜和吸收光譜?？煞譃槿N類型，即連續(xù)光譜、明線光譜和吸收光譜。 n連續(xù)光譜連續(xù)光譜 （ContinuumContinuum） 熾熱的固體、液體或高溫高壓下的氣體都發(fā)射各種波長的熾熱的

15、固體、液體或高溫高壓下的氣體都發(fā)射各種波長的 光波，因而形成不間斷的連續(xù)光譜。如鎢絲燈。光波，因而形成不間斷的連續(xù)光譜。如鎢絲燈。 n光譜光譜 ( (橫軸為波長，縱軸為輻射強(qiáng)度橫軸為波長，縱軸為輻射強(qiáng)度) ) 可分為三種類型，即連續(xù)光譜、明線光譜和吸收光譜?？煞譃槿N類型，即連續(xù)光譜、明線光譜和吸收光譜。 明線光譜明線光譜 ( (發(fā)射線光譜發(fā)射線光譜,Emission Spectra),Emission Spectra) 在低壓條件下，稀薄熾熱的氣體或蒸汽不能產(chǎn)生連續(xù)的全在低壓條件下，稀薄熾熱的氣體或蒸汽不能產(chǎn)生連續(xù)的全 部譜線，只能產(chǎn)生單色的、分離的明線狀光譜，即明線光譜。部譜線，只能產(chǎn)生單

16、色的、分離的明線狀光譜，即明線光譜。 每種化學(xué)元素都有它獨特的、在光譜區(qū)有固定波長位置的一組每種化學(xué)元素都有它獨特的、在光譜區(qū)有固定波長位置的一組 明線。如鈉的蒸氣。明線。如鈉的蒸氣。 n光譜光譜 ( (橫軸為波長，縱軸為輻射強(qiáng)度橫軸為波長，縱軸為輻射強(qiáng)度) ) 可分為三種類型，即連續(xù)光譜、明線光譜和吸收光譜?？煞譃槿N類型，即連續(xù)光譜、明線光譜和吸收光譜。 n吸收光譜吸收光譜 (Absorption Spectrum)(Absorption Spectrum) 由產(chǎn)生連續(xù)光譜的光源發(fā)射的光，穿過低壓下稀薄氣體或蒸由產(chǎn)生連續(xù)光譜的光源發(fā)射的光，穿過低壓下稀薄氣體或蒸 氣，就有吸收線氣，就有吸收

17、線( (即暗線即暗線) )迭加在連續(xù)光譜上。這些吸收線就是迭加在連續(xù)光譜上。這些吸收線就是 這些氣體和蒸氣，從連續(xù)光譜的全部譜線中，有選擇地吸收了這些氣體和蒸氣，從連續(xù)光譜的全部譜線中，有選擇地吸收了 它自己在低壓高溫狀態(tài)下所發(fā)射的明線譜線，即它對應(yīng)波長的它自己在低壓高溫狀態(tài)下所發(fā)射的明線譜線，即它對應(yīng)波長的 光線。這種連續(xù)光譜背景上具有黑色吸收線的光譜，叫做吸收光線。這種連續(xù)光譜背景上具有黑色吸收線的光譜，叫做吸收 光譜。光譜。 n1858年德國物理學(xué)家基爾霍夫年德國物理學(xué)家基爾霍夫(Gustav Robert Kirchhoff)發(fā)現(xiàn)產(chǎn)生這三種光譜的原因后于發(fā)現(xiàn)產(chǎn)生這三種光譜的原因后于18

18、59 年提出了兩條定律：年提出了兩條定律： n(1)(1)每一種元素都有自己的光譜；每一種元素都有自己的光譜； n(2)(2)每一種元素都能吸收它能夠發(fā)射的譜線。這兩每一種元素都能吸收它能夠發(fā)射的譜線。這兩 條定律成為分光學(xué)條定律成為分光學(xué)(Spectroscopy)(Spectroscopy)的基礎(chǔ)。的基礎(chǔ)。 n光譜在天文研究中的應(yīng)用光譜在天文研究中的應(yīng)用 n人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。這種愿人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。這種愿 望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由 此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過光譜此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的

19、誕生和發(fā)展。通過光譜 分析可以：分析可以： n(1)(1)確定天體的化學(xué)組成；確定天體的化學(xué)組成； n(2)(2)確定恒星的溫度；確定恒星的溫度； n(3)(3)確定恒星的壓力；確定恒星的壓力； n(4)(4)測定恒星的磁場；測定恒星的磁場； n(5)(5)確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。 n恒星光譜恒星光譜 連續(xù)譜連續(xù)譜 吸收譜線吸收譜線( (暗線暗線) ) 連續(xù)譜連續(xù)譜 發(fā)射譜線發(fā)射譜線( (亮線亮線) ) 連續(xù)譜連續(xù)譜 發(fā)射譜線發(fā)射譜線 吸收譜線吸收譜線 2. 2. 恒星光譜分類恒星光譜分類 n恒星的光譜分類恒星的光譜分類 基于譜線基于譜線 O B A F G

20、 K M O B A F G K M 溫度由高到低溫度由高到低 O Oh, h, B Be e A A F Fine ine G Girlirl， K Kiss iss M Me e！ 女生版：女生版：O Oh, h, B Be e A A F Fine ine G Guyuy， K Kiss iss M Me e！ 拓展版：拓展版：O Oh, h, B Be e A A F Fine ine G Girlirl， K Kiss iss M Me e！ R Right ight N Now, ow, S Sweetheart (weetheart (S Smack!)mack!) 早期：以氫線

21、的強(qiáng)度排序早期：以氫線的強(qiáng)度排序 實質(zhì)上，溫度的序列實質(zhì)上，溫度的序列 光譜光譜 類型類型 表面溫度表面溫度 (K) 主要特征主要特征恒星例恒星例 O30,000強(qiáng)電離氦線，多次電離的重元素， 氫線弱 B20,000中性氦線，一次電離的重元素，氫 線中等 參宿七 (B8) A10,000中性氦線非常弱，一次電離的重元 素，氫線強(qiáng) 織女 (A0),天狼 星 (A1) F7,000一次電離的重元素，中性金屬元素， 氫線強(qiáng)度一般 老人星 (F0) G6,000一次電離的重元素，中性金屬顏色， 氫線較弱 太陽 (G2), 比鄰 星 (G2) K4,000一次電離的重元素，中性金屬元素 線強(qiáng)，氫線弱 大

22、角星 (K2), 畢 宿五 (K5) M3,000中性原子譜線強(qiáng)，分子譜線，氫線 非常弱 參宿四 (M2), 巴納德星 (M5) nHR diagram恒星大家族的全家福恒星大家族的全家福 20世紀(jì)初，丹麥天文學(xué)家世紀(jì)初，丹麥天文學(xué)家Hertzsprung和美國天和美國天 文學(xué)家文學(xué)家Russel分別得到。分別得到。 恒星在有效溫度光度圖中的分布恒星在有效溫度光度圖中的分布 color-magnitude diagram n光度分類光度分類 I，II，III，IV，V，VI，VII 超巨星，亮巨星，巨星，亞巨星，矮星超巨星，亮巨星，巨星，亞巨星，矮星/主序，亞主序，亞 矮星，白矮星矮星，白矮星

23、 太陽：太陽：G2V n主序主序 赫羅圖從右下至左上的恒星集中區(qū)域赫羅圖從右下至左上的恒星集中區(qū)域 核內(nèi)的氫燃燒核內(nèi)的氫燃燒 3. 3. 恒星光譜光度圖赫羅圖恒星光譜光度圖赫羅圖 24 4 e LRT 絕大多數(shù)恒星都絕大多數(shù)恒星都 處在主序帶（對處在主序帶（對 角線），圖上標(biāo)角線），圖上標(biāo) 出的是出的是11萬顆恒萬顆恒 星，虛線代表等星，虛線代表等 半徑線。半徑線。 90恒星是主序恒星是主序 星。星。 不同光不同光 度型的度型的 恒星在恒星在 赫羅圖赫羅圖 中的分中的分 布布 四、恒星的大小 n角直徑角直徑 線直徑線直徑 (很小，難以測定很小，難以測定) n角直徑的測定的常用方法角直徑的測定的常用方法 月掩星法月掩星法 當(dāng)恒星被月球邊緣掩食時產(chǎn)生的衍射圖樣可當(dāng)恒星被月球邊緣掩食時產(chǎn)生的衍射圖樣可 以確定恒星的角直徑以確定恒星的角直徑 光斑干涉法光斑干涉法 利用大望遠(yuǎn)鏡對亮星進(jìn)行快速拍照，對獲得利用大望遠(yuǎn)鏡對亮星進(jìn)行快速拍照，對獲得 的光度分布進(jìn)行分析，獲取恒星的角直徑的光度分布進(jìn)行分析，獲取恒星的角直徑 恒星的半徑與光度、溫度的關(guān)系恒星的半徑與光度、溫度的關(guān)系 n半徑的尺度范圍半徑的尺度范圍 太陽：太陽：6.961010cm 恒星：變化范圍很大恒星：變化范圍很大(15 km-2k Rsun)。超巨