第一講我們能看到什么怎么看

第一講我們能看到什么怎么看第一頁，共八十頁，2022年，8月28日獲得天體信息的渠道電磁輻射宇宙線中微子引力波來自宇宙空間的由各種高能帶電粒子（質(zhì)子、粒子、電子等）形成的射流。與一般物質(zhì)的相互作用極弱，可帶出恒星內(nèi)部的信息，宇宙早期的中微子可保留豐富的宇宙信息。以波動形式和光速傳遞的引力場。攜帶能量和與波源有關(guān)的信息，幾乎可以無阻礙地透過地球。第二頁，共八十頁，2022年，8月28日信息的收集和觀測視野的擴展現(xiàn)代天文學已成為全波段天文學。不同波段的光子的發(fā)射起因和物理條件是不同的。波譜范圍的擴展給出了某一天體的完整圖象。電磁波譜被觀測的發(fā)展進程第三頁，共八十頁，2022年，8月28日望遠鏡在收集電磁波的信息中起兩種作用：１）收集光子：光譜和光變曲線（反映了光度隨時間的變化）。通過分析光譜，可以知道天體的物質(zhì)的化學組成和同位素成分，速度場，湍動，溫度，壓力，磁場和引力。分析光變曲線可以探測天體的快速變化現(xiàn)象，這也是天體觀測中一個重要的方面，這涉及到探測器的時間分辨率。第四頁，共八十頁，2022年，8月28日目前，光譜觀測可以：１）得到非常短的時間間隔的連續(xù)的光譜（太陽耀斑，爆發(fā)變星，吸積，Ｘ射線源等現(xiàn)象）；２）同時獲得不同波段的天體的像（太陽活動單色光照片，日冕中處于不同激發(fā)態(tài)的發(fā)射線的日冕的Ｘ射線像）。分辨本領(lǐng)原則上依賴于分析光子所用的攝譜儀，實際上它還與接收到的光子數(shù)目以及探測器的靈敏度有關(guān)。光譜的分辨本領(lǐng)可定義為：，即能分辨來自兩個不同波長（頻率）輻射的能力。第五頁，共八十頁，2022年，8月28日２）成像：利用望遠鏡可以將來自不同方向的天體輻射成像于焦面不同點上。對于點源，可確定它們在天球上的位置；對于面源，可以得到強度分布。如果要討論天體視表面上各項物理參數(shù)的變化和分布，就必須作成像觀測。成像觀測中重要的是對來自不同空間方向的光線加以鑒別的能力（空間分辨率）。第六頁，共八十頁，2022年，8月28日天文望遠鏡簡介光學望遠鏡主要有兩種：反射式望遠鏡(Reflectingtelescopes)折射式望遠鏡(Refractortelescopes)第七頁，共八十頁，2022年，8月28日折射式望遠鏡優(yōu)點是成像比較鮮明、銳利；缺點是有色差，容易變形，很難做大。Yerkes望遠鏡，世界上最大的折射望遠鏡，位于美國威斯康星州的Yerkes天文臺，建成于1897年。它的物鏡直徑有102厘米。第八頁，共八十頁，2022年，8月28日幾種反射式望遠鏡：第九頁，共八十頁，2022年，8月28日大氣擾動(AtomosphericDistortion)由于不同層次大氣溫度不同以及大氣不同層次的扭曲，造成大氣對星光的折射是方向隨機的。這種折射的發(fā)生是快速的，多次的，使得點光源成的像為振蕩的斑點。大氣擾動只對一些面積小的光源有影響。第十頁，共八十頁，2022年，8月28日第十一頁，共八十頁，2022年，8月28日射電望遠鏡第十二頁，共八十頁，2022年，8月28日第十三頁，共八十頁，2022年，8月28日圖片出處：NationalRadioAstronomyObservatory第十四頁，共八十頁，2022年，8月28日第十五頁，共八十頁，2022年，8月28日第十六頁，共八十頁，2022年，8月28日第十七頁，共八十頁，2022年，8月28日第十八頁，共八十頁，2022年，8月28日（圖片提供：中國科學院高能物理研究所）（圖片提供：布魯克海文國家實驗室）激光干涉引力波觀測站（圖片出處：）第十九頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星有多亮？第二十頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星的星等——光度測量視亮度的大小取決于三個因素：1）天體的光度；2）天體的距離；3）星際物質(zhì)對輻射的吸收和散射。1.恒星的光度和亮度第二十一頁，共八十頁，2022年，8月28日2.視星等m(apparentmagnitude)第二十二頁，共八十頁，2022年，8月28日第二十三頁，共八十頁，2022年，8月28日第二十四頁，共八十頁，2022年，8月28日第二十五頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星的顏色反映了恒星的表面溫度的高低。溫度越高（低），顏色越藍（紅）。第二十六頁，共八十頁，2022年，8月28日第二十七頁，共八十頁，2022年，8月28日第二十八頁，共八十頁，2022年，8月28日3.絕對星等M(absolutemagnitude)第二十九頁，共八十頁，2022年，8月28日絕對星等第三十頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星有多遠？第三十一頁，共八十頁，2022年，8月28日天體距離的測量方法視差分光視差法威爾遜-巴普法星群視差法主星序重疊法變星測距譜線紅移和哈勃定律等等第三十二頁，共八十頁，2022年，8月28日視差第三十三頁，共八十頁，2022年，8月28日第三十四頁，共八十頁，2022年，8月28日秒差距第三十五頁，共八十頁，2022年，8月28日第三十六頁，共八十頁，2022年，8月28日第三十七頁，共八十頁，2022年，8月28日變星測距有一類星的光變周期長短不同，但光度是相同的，即絕對星等相同。因此，可以先通過觀測定出它們的視星等，將視星等與絕對星等比較，便可定出含有這類變星的星團的距離。這類變星光度大，是相當理想的“距離指示器”。造父變星的光變周期長，它們的光度和光變周期之間有一種確定的關(guān)系——周光關(guān)系，即光度越大，光變周期越長。因而，利用測得的光變周期可求出它們的絕對星等，進而與視星等比較，便可求出包含該星的河外星系的距離。第三十八頁，共八十頁，2022年，8月28日譜線紅移和哈勃定律觀測表明，河外星系的譜線都有紅移現(xiàn)象，而且紅移的大小與距離成正比，存在哈勃關(guān)系：其中，為紅移量，為哈勃常數(shù)。原則上，只要測出紅移量，便可求出河外星系的距離。第三十九頁，共八十頁，2022年，8月28日距離范圍太陽系()鄰近恒星()較遠恒星和銀河星團()球狀星團()鄰近星系()遠星系遙遠星系測定方法天體距離的流程圖第四十頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星有多大？第四十一頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星的大小第四十二頁，共八十頁，2022年，8月28日角直徑由距離求真直徑邁克耳孫干涉法第四十三頁，共八十頁，2022年，8月28日第四十四頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星發(fā)出的光有什么特點？第四十五頁，共八十頁，2022年，8月28日第四十六頁，共八十頁，2022年，8月28日第四十七頁，共八十頁，2022年，8月28日第四十八頁，共八十頁，2022年，8月28日第四十九頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十一頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十二頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星光譜分類第五十三頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十四頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十五頁，共八十頁，2022年，8月28日赫羅圖的橫坐標也可用恒星的光譜型、色指數(shù)，縱坐標也可用恒星的絕對星等表示。第五十六頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十七頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十八頁，共八十頁，2022年，8月28日第五十九頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十一頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十二頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十三頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星的質(zhì)量如何測？第六十四頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星的質(zhì)量第六十五頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十六頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十七頁，共八十頁，2022年，8月28日第六十八頁，共八十頁，2022年，8月28日目視雙星質(zhì)量的測定第六十九頁，共八十頁，2022年，8月28日第七十頁，共八十頁，2022年，8月28日第七十一頁，共八十頁，2022年，8月28日視向速度曲線(radialvelocitycurve)第七十二頁，共八十頁，2022年，8月28日第七十三頁，共八十頁，2022年，8月28日第七十四頁，共八十頁，2022年，8月28日第七十五頁，共八十頁，2022年，8月28日利用恒星質(zhì)量與光度之間的關(guān)系（質(zhì)光關(guān)系），也可求出恒星的質(zhì)量。質(zhì)光關(guān)系（mass-Luminosityrelation）由觀測得出的質(zhì)光關(guān)系為：第七十六頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星有多老？第七十七頁，共八十頁，2022年，8月28日恒星的年齡和宇宙的年齡赫羅圖法：測定恒星年齡的最基本方法。一般認為球狀星團中所有恒星是同時形成的，通過對其中恒星演化歷程的擬合可以求出星團的年齡。恒星演化理論告訴我們：恒星質(zhì)量越大，光度越大，演化越快。演化到一定階段，就離開主星序。因此主序星離開主星序時的年齡與質(zhì)量有關(guān)。第七十八頁，共八十頁，2022年，8月28日宇宙年齡1）動力學法（哈勃年齡和減速因子）根據(jù)宇宙的演化史，宇宙