星系天文学-基础知识

2010/2/[e-mail]1第一章：导论星系：为横跨成千上万光年的巨大发光云团每一个星系都包含着百万至万亿颗恒星；引力将恒星束缚在一起，使它们不能在空间自由运动介绍为理解星系如何组成所需要的天文信息星系几乎所有的发光都来自它们的恒星－－恒星知识2010/2/[e-mail]21.1恒星恒星信息：恒星的电磁辐射，光度和光谱主要信息来自紫外、可见光和红外的光谱直接方法：恒星光度和面亮度光度：恒星表面积、外层温度和化学组成决定间接方法：恒星质量,年龄和内部化学成分相关内容：恒星的光度、光谱、演化、星等系统等2010/2/[e-mail]31.1.1光度、亮度…光度(L)恒星在单位时间内辐射的总能量。是天体的固有量，与距离无关。单位：瓦，或每秒尔格亮度(F)又称视亮度或流量观测者单位时间接收到的恒星辐射能量单位：W/m2或erg/s1/cm2各向同性：用平方反比定律从距离d和测量F估计光度LL=FxS(面积)F=L/4d2光度L同d2成正比2010/2/[e-mail]4太阳的热光度(总光度，所有波长辐射累积)：L⊙＝3.86×1026W,或3.86×1033erg/s恒星的光度差别很大：10-4L⊙－106L⊙恒星辐射近似于黑体辐射。温度为T、半径为R的黑体的光度L：L=4R2SBT4光度L，半径R的恒星，有效温度Teff定义为相同半径，辐射相同总能量的黑体的温度Teff通常接近恒星‘表面’温度，即光球上气体的平均值。太阳的有效温度是Teff≈5780K2010/2/[e-mail]5恒星的距离天文单位：AstronomicalUnit，AU。地球与太阳之间的平均距离为1天文单位秒差距：parsec,缩写pc。对1AU的张角为1角秒处的天体的距离1AU=1.49597870×1011米1ly=9.4605536×1015米=63239.8AU1pc=3.085678×1016米=206264.8AU=3.261631ly2010/2/[e-mail]6恒星的大小天文学家可以利用望远镜测量恒星直径?恒星的半径很难直接测量:R⊙＝6.96×105km普通望远镜图像，没有一个恒星显示为一个圆盘。即使是最大的恒星张角也只有约0.05”在食变双星中，通过测量轨道大小和交食时间估计两颗星的半径一般方法恒星的光度：与恒星表面温度有关；与恒星表面积有关(半径)如果知道恒星的温度和光度，可以计算恒星直径2010/2/[e-mail]70.1R⊙||1000R⊙2010/2/[e-mail]8恒星质量ABBABArrMMPaMM23P为周期，单位是年；a两颗星平均距离，单位是AU；质量单位是M⊙主序星的质量范围：0.08-120M⊙(2x1033g)精确测定恒星的质量的唯一办法：是观测它邻近另一个天体的引力效应：双星(开普勒第三定律)2010/2/[e-mail]91.1.2恒星光谱一般并不测量一颗恒星发射的全部光，而只测量给定波长或频率间隔内发射的光定义单位波长的流量F，使F(等于波长λ和＋之间接收到的光能流量F的单位：是Wm-2Å-1或ergs-1cm-1Å-1单位频率的流量：F，F=(2/c)F2010/2/[e-mail]10恒星光谱：连续谱上叠加吸收线2010/2/[e-mail]111.1.2恒星光谱一般并不测量一颗恒星发射的全部光，而只测量给定波长或频率间隔内发射的光定义单位波长的流量F，使F(等于波长λ和＋之间接收到的光能流量F的单位：是Wm-2Å-1或ergs-1cm-1Å-1单位频率的流量：F，F=(2/c)FF=F2010/2/[e-mail]12恒星光谱：1)连续谱2)吸收线3)极少有发射线2010/2/[e-mail]131)不同的恒星，辐射最大处的波长max有差异2010/2/[e-mail]142)不同的恒星，光谱的谱线种类和强度有差异多数H原子被电离，巴尔末线弱绝多数H原子处于基态,少数处于n=2巴尔末线弱谱线强度与温度关系：O型星的温度超过3万K。HeII和CIII谱线强；氢的Balmer线相对弱，因为氢几乎完全电离了2010/2/[e-mail]152010/2/[e-mail]163)光谱中的跃变：Balmerjump(跃变)和4000Åbreak(跃变)在3800Å处流量明显降低称为Balmerjump(跃变)星系光谱在4000Å波长处，金属线吸收了许多光4000Å跃变2010/2/[e-mail]174)电离钙(CaII)的‘H和K’线,4300Å处CH的G带Fraunhofer命名他在太阳光谱中发现的一些强吸收线，从红到蓝标记为从A到K的记号2010/2/[e-mail]18Oh,BeAFineGuy(Girl)，KissMe!1.1.2恒星光谱－5)恒星光谱分类2010/2/[e-mail]19哈佛光谱分类Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出的恒星光谱分类法。1911－1949年：对400，000个恒星进行了光谱分类2010/2/[e-mail]20哈佛分类系统分类判据：光谱中的某些特征谱线和谱带,以及它们的相对强度，同时也考虑了连续谱的能量分布光谱型用拉丁字母表示，组成如下的序列：OBAFGKM(SRN)每型又分为十个次型，用阿拉伯数字表示：O0,…,O9；B0,…,B9；…。序列右端的S、R和N等分支则反映化学组成的差别常把O、B、A型叫作早型，K、M型叫作晚型，F、G型叫作中型(红外观测，增加了L型，非常冷的星)2010/2/[e-mail]21中性金属线，分子带红3,000M中性金属线，重元素一次电离线红橙4,000K重元素一次电离线，中性金属线黄6,000G重元素一次电离线，H线和中性金属线黄白7,000FH线，重元素一次电离线白10,000A中性He线，重元素一次电离线，H线蓝白20,000B强电离He线，重元素多次电离线蓝30,000O特征谱线颜色表面温度(K)光谱型哈佛分类系统是以温度为主要参量的一元分类。光谱序列是按恒星表面温度降低的顺序来排列恒星的2010/2/[e-mail]226)恒星光谱中的谱线与恒星表面引力也有关(温度)3种A型星光谱(吸收线强度相似)，但是A型矮星的Balmer线比在巨星和超巨星中的宽。因为矮星光球中的原子更紧地挤在一起，Stark效应导致谱线变宽2010/2/[e-mail]23光谱差异是由于在不同温度和压力下，恒星大气物质的激发和电离状态发生变化表面引力与恒星光度有关矮星致密，体积小，引力较大，光度小巨星，体积膨胀，表面引力小，光度大除了温度分类，还有光度分类：•V–dwarf•IV–sub-giant•III–giant•II–(bright)giant•I–supergiantTheSunisaG2Vstar!2010/2/[e-mail]242010/2/[e-mail]251.1.2恒星光谱－7)元素丰度谱线的强度，取决于形成该谱线的恒星层的温度，也取决于各种元素的丰度。观测谱线强度与理论模型比较恒星中元素丰度按质量计，太阳的表面层约有72%氢，26%氦，所有其他元素约为2%(称重元素或金属)。Z=0.02对于每1012个氢原子，在太阳中发现的每种元素原子数的对数2010/2/[e-mail]26Z＝0.02or[Fe/H]?重元素按质量的比例记作Z：太阳有Z⊙≈0.02，而银河系中最贫金属的恒星不足该量的万分之一如果想指明一颗恒星中一种特定元素，例如氧的比例，通常给出它相对于太阳的丰度:[Fe/H]=-2的恒星，铁的丰度就是太阳的1％。[Fe/H]通常用来表示一颗恒星相对于太阳的平均重元素丰度；它并不总是指测量到的铁含量(-4--+1)2010/2/[e-mail]27星系光谱是复合的，由不同温度恒星的光混合而成：较热的恒星贡献了大部分蓝光；较冷的星产生了星系红光的大部分。2010/2/[e-mail]28恒星光谱OBAFGKM表面温度运动速度化学成分2010/2/[e-mail]29恒星光谱信息:谱线测量收到仪器和大气、尘埃影响小abs=normalstar,emission=diskorjet大气组成(iflinepresent,elementpresent)大气温度(fromknowledgeofenergylevelsofelement)大气密度(narrowlinesimplylowdensity)大气压力(widelinesimplyhighpressure)旋转情况(highrotationmakeswiderlines)双星系统(seespectraoftwodifferentstars)星风特征(PCygnilineprofileswithabsorption+emission)磁场特征(Zeemansplittingoflines)2010/2/[e-mail]301.1.3恒星演化理解恒星如何渡过其生命的不同阶段，是20世纪后半叶天体物理学的重大成就之一恒星演化：原恒星气体云白矮星而消亡，或是在超新星爆炸中火化2010/2/[e-mail]31恒星有不同的温度、光度和大小恒星动物园：HRD恒星世界最重要的图：赫罗图2010/2/[e-mail]32罗素1913年得到的最早的绝对星等－光谱型图赫罗图(Hertzsprung–RussellDiagram)2010/2/[e-mail]331－5.原恒星演化6.零龄主序7.主序星8.亚巨星支9.红巨星支10.水平分支11.渐进巨星支12.行星状星云13.白矮星14.黑矮星2010/2/[e-mail]342010/2/[e-mail]35主序阶段观测发现，绝大部分恒星在H－R图中的位置落在一条窄带上，这条窄带被称为主序带主序星性质：均匀的化学组成核心氢燃烧，完全流体静力学平衡质量范围：0.08M⊙M120M⊙零龄主序：刚刚开始核心H燃烧的恒星，在H-R图上占据主序带的最左侧2010/2/[e-mail]362010/2/[e-mail]372010/2/[e-mail]37恒星的质量几乎完全决定了它的结构和最终命运；化学组成所起作用较小2010/2/[e-mail]38如果金属丰度低(尘埃少)，光运动到表面就比较容易贫金属星就较紧凑核心一定更炽热，并产生更多的能量恒星更快用完它的核燃料。更蓝更亮金属丰度的影响Z＝0.02＝Z⊙Z＝0.0012010/2/[e-mail],butmuchbrighterthanMSstarsMustbemuchlargerGiantStars