盡量簡潔！啊啊啊，你們別光偷看我筆記了，一起學(xué)?。?！有人一起的嗎？私信我！一起筆記，相互交流??！

課程：普通天文學(xué)

授課老師：李向東

第1節(jié)

研究特點(diǎn):

基礎(chǔ):觀測

物理條件極端復(fù)雜

距離極遠(yuǎn)、時標(biāo)極長

第2節(jié)

星際物質(zhì):存在于星體之間各種物質(zhì)的總稱，既有實體，也有傳播的波

星系星團(tuán)的結(jié)構(gòu)：星系群、星系團(tuán)、超星系團(tuán)

星系團(tuán)：相互間有力學(xué)聯(lián)系的，由星系、氣體和大量的暗物質(zhì)在引力的作用下聚集而形成的龐大的天體系統(tǒng)

哈勃定律：1929年，哈勃發(fā)現(xiàn)何外星系視向退行速度v與距離d成正比，即距離越遠(yuǎn)，視向速度越大，即v＝HO×d

逆行運(yùn)動現(xiàn)象

托勒密：真實的運(yùn)動，準(zhǔn)確性，本能均勻，加個小圓圈

哥白尼：視運(yùn)動，簡潔

第3節(jié)

仙女座星系：300萬（光年）

太陽：8分鐘

輻射的基本知識

天體信息渠道：電磁輻射、宇宙線、中微子、引力波

宇宙線：來自于宇宙中的一種相當(dāng)大能量的帶電粒子流。

（粒子組成，起源不清，可能來自星系，受磁場影響）

中微子：輕子的一種，質(zhì)量非常輕，不帶電，是組成自然界的最基本的粒子之一

（非常小的粒子，不清楚性質(zhì)，每時每刻都在，體會不到，與物質(zhì)幾乎不發(fā)生作用或發(fā)生很小的作用。太陽每時每刻都在發(fā)射中微子。重要來源，超新星爆發(fā)）

引力波：愛因斯坦的廣義相對論預(yù)言的一種時空波動。（剛起步）

電磁輻射：以變化的電磁場傳遞能量，具有特定波長和強(qiáng)度的波（波動性）。電磁輻射由光子構(gòu)成（粒子性）。

（右到左，射電，紅外，可見光，紫外，x射線，伽馬射線）除了射電，其他的都很難避免地球大氣的干擾

v是頻率

黑體：能吸收所有的外來輻射（無反射）并全部再輻射的理想天體。

黑體輻射：具有特定溫度的黑體的熱輻射。大部分正常恒星的輻射可以近似地用黑體輻射來表示。

輻射強(qiáng)度（b）

y：輻射強(qiáng)度，x：頻率

氣體云：60k（射點(diǎn)）

年輕的恒星：600k（紅外）

太陽：6000 k左右（可見光）

新團(tuán)：60000k（紫外）

同一天體的不同波段的輻射來自不同（溫度）區(qū)域和物理過程。

光學(xué)：恒星的輻射

中紅外、遠(yuǎn)紅外：年老的恒星、塵埃

x射線：致密的天體

紫外：大質(zhì)量恒星

射電：中性氫（大部分和恒星形成區(qū)域相聯(lián)系的）

第4節(jié)

（測大小）

（測距離）

連續(xù)譜由無數(shù)條發(fā)射線組成的

太陽：連續(xù)譜加吸收線（太陽大氣）

星云：主要是發(fā)射線

譜線的形成

當(dāng)電子發(fā)生能態(tài)的變化或者躍遷的時候，就會產(chǎn)生或者說是吸收光子

吸收線：當(dāng)一個產(chǎn)生連續(xù)輻射的天體經(jīng)過氣體云（冷的物質(zhì)）后，觀測到連續(xù)輻射的的背景上疊加了吸收線。大量的光子進(jìn)入氣體云后，會和原子發(fā)生相互作用。一般電子處于基態(tài)，當(dāng)光子的能量恰好和電子躍遷到激發(fā)能量是相等時，光子會被原子吸收。

電子吸收光子后，躍遷到高能態(tài)不穩(wěn)定，不能長時間保持，最后還是會把光子以相同頻率釋放出去，回到低能態(tài)，釋放方向是隨機(jī)的，

不同原子結(jié)構(gòu)不一樣，對應(yīng)光譜性質(zhì)也不同

基態(tài)到到其他激發(fā)態(tài)所躍遷所產(chǎn)生的/吸收波長是最短的，通常在紫外波段。第二個在光學(xué)

特征譜線：因為原子結(jié)構(gòu)的性質(zhì)不一樣，它所具有的波長特征不同，譜線特征也不同。不同的元素，它的結(jié)構(gòu)決定了他的譜線的波長（太陽大氣成分就是通過這個得到了）

（太陽大氣由恒星的內(nèi)部產(chǎn)生出來的）

譜線的位移

如果譜線運(yùn)動的發(fā)射源（光源），它的運(yùn)動速度遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于光速的話。譜線的位移量Δλ，它的固有量λo，視線方向上的投影Vr

問：c是什么？

產(chǎn)生方式：

①天體無規(guī)則運(yùn)動：

譜線致寬：這段位移即使得譜線的中心頻率發(fā)生變化，還會使得譜線的寬度也發(fā)生變化了。

由于能級的……，所以譜線本身就有一定的寬度，但寬度非常的窄。

譜線致寬源于粒子的運(yùn)動，如果是熱運(yùn)動，可以估算它運(yùn)動對應(yīng)的溫度或者熱溫度。

②整體的運(yùn)動：磁場。轉(zhuǎn)動，星系盤。

總結(jié)：對連續(xù)譜的形態(tài)，最強(qiáng)輻射波長，可以得到溫度大小。譜線位置、強(qiáng)度，可以得到化學(xué)成分、元素組成。譜線致寬、譜線位移，反應(yīng)了譜線的熱運(yùn)動速度（隨機(jī)運(yùn)動速度）、轉(zhuǎn)動以及整體的運(yùn)動速度……

第5節(jié)

天體距離的測定

三角視差法：利用三角法測量恒星的距離

已知基線B長度，角度p，三角函數(shù)可得

2200前，提出了日心說

太陽和月亮看起來一樣。

因為太陽距離遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于月地的距離，所以來自于太陽的光線可以認(rèn)為是平行光。所以可以認(rèn)為地球的影子和地球的大小是一樣的。

日心說：太陽遠(yuǎn)遠(yuǎn)的大于地球，因此太陽是不可能繞著地球轉(zhuǎn)動的，而是地球繞著太陽轉(zhuǎn)動的。

夾角越大，精度越高。

周日視差：地球上最長的基線是地球的直徑。

周年視差：利用地球公轉(zhuǎn)的軌道來測定的，它是指地球軌道的半徑對天體的張角

亞里士多德：如果說宇宙確實是太陽為中心的話（參考系是在變化的話），那么我們應(yīng)該測量到恒星的視差。因為恒星會隨著我們地球的運(yùn)動而發(fā)生位置的變化。既然天體沒有看到視差，沒有測量出它的變化，那么必定地球是不動的，所以地球應(yīng)該為中心。（我們沒有辦法測出視差）

得出的距離，單位：

（上面是a除以sinρ，因為ρ非常小，所以sinρ≈ρ，ρ的單位是以弧度表示的，這時ad的單位一樣）

簡化處理，把a(bǔ)取作1（au）。ρ弧度作為單位很不方便，角度非常小，通常用角秒來表示的。一個弧度＝206265個角秒。把206265個au整合成pc。

問：為啥sinρ≈ρ？

答： https://b23.tv/snEauka

最近的恒星，半人馬座（0.76，1.3pc）

目前最小的、最近。

第二近的，巴納德星（0.55，1.8pc）

由于在地面上觀測，受到地球大氣擾動的影響，周年視差的精確測量受到限制。

地面望遠(yuǎn)鏡的角分辨本領(lǐng)一般不超過0.01″

三角測距法通常只適用于近距離（≦30－500pc）的恒星

第6節(jié)

VLBA技術(shù)：利用射電的干涉技術(shù)來測定天體的距離，使三角測距范圍達(dá)10kpc！

如何判斷遠(yuǎn)近？思特威。

①天體必須很亮（平方反比定律）

F（流量）L（總的光度）

②很大的自行（空間上明顯的變化）

③如果是雙星，雙星每個成員間 間距必須相對比較大。

視向速度，多普勒位移測定

中子星：已知運(yùn)動最快的恒星量級的天體

恒星大小測定

①直接法：極少的，近距離的，體積很大的恒星。通常利用哈勃的空間望遠(yuǎn)鏡對一些恒星進(jìn)行觀測。

獵戶座里的超巨星（深秋4），比地球軌道還大，半徑大概是太陽的1000倍左右。

分析恒星從中心到表面，它的亮度變化，可以知道它大約的角半徑。如果距離可以測定的話，又知道角半徑，就可以測定線半徑，就是真實的半徑大小。

其他天體，光學(xué)干涉法（還非常有限）

掩食法：主要利用月掩法，有的時候利用已知的雙星系統(tǒng)。

月掩法原理：在月球的運(yùn)動軌道上，如果有一顆恒星，當(dāng)月球慢慢地遮擋它的時候，我們測量這個恒星的亮度的變化，可以得到它的光變曲線。因為恒星本身的亮度是不變的，所以它的變化是由于月球遮擋效應(yīng)造成的。我們已經(jīng)精確的測定了月球的大小和運(yùn)動速度，就可以通過它的遮擋所造成的光變的快慢以及光變的幅度，結(jié)合月球的運(yùn)動狀態(tài)，就可以知道這個恒星到底有多大了。

（能得到的恒星大小的數(shù)據(jù)很少）

②間接法

（上文提到過）

用太陽的半徑、太陽的光度和太陽的溫度把公式做了簡化。我們對很多的物理量是以太陽的參量作為參考值來表示的。

溫度T：維恩定律、特征譜線（上文提過）

光度L：間接的方法，觀察近距離的天體，利用直接測定它的大小和距離，得到光度

問：怎么測定它的大小和距離？

燭光法：假設(shè)光度在距離上是一樣的，測定溫度，就可以得到半徑的大小和距離。

太陽的數(shù)據(jù)：半徑R、溫度T、光度L

大量恒星的體積和我們的太陽是相當(dāng)?shù)?，都?～3個太陽直徑或者太陽半徑范圍里。因為它是絕大多數(shù)恒星中很普通的一員，所以我們說太陽是一個典型的恒星。

恒星的特點(diǎn)：體積差別非常大，但質(zhì)量差別不那么明顯。

第7節(jié)

星等：衡量天體光亮度的量，反應(yīng)恒星的光度和亮度的物理量。

光度L：天體在單位時間內(nèi)輻射的總能量，是恒星的固有量。

亮度F：在地球上單位時間、單位面積接收到的天體的輻射量。

決定視亮度的因素：天體的光度，距離，星際物質(zhì)對輻射的吸收和散射。

（這里假設(shè)的天體輻射是各項同性的）

視星等的發(fā)明：

望遠(yuǎn)鏡發(fā)明后，原來的星等系統(tǒng)不再適用了，伽利略加上了新的七等星。

望遠(yuǎn)鏡口徑越大，看到的恒星越暗淡，這時星等系統(tǒng)就得向前或后擴(kuò)展。

新星等系統(tǒng)

他認(rèn)為人的受到感覺的刺激，所做的反應(yīng)，兩者之間呈對數(shù)關(guān)系。人眼感受到的亮度變化與實際變化相差很大。

這里的F和m實際上在物理上是完全相同的含義，只不過在表達(dá)上面稍微右一些表達(dá)式和常用的亮度表達(dá)式有一些差別。因為星等的定義，亮度從小到大，星等隨著亮度的降低而增加的，所以加了負(fù)號。由亮度之比，取對數(shù)，我們就得到新等差了。

Fo：一般用織女星作為0等星

由下到上：太陽，滿月。除了太陽，天空中最明亮的恒星，天狼星，－1.5。肉眼極限6等星；哈勃望遠(yuǎn)鏡，30～31等。

由于肉眼限制，所以反應(yīng)的接收量不是所有的輻射量。所以，視等星通常是在某一波段范圍內(nèi)進(jìn)行測量的。

溫度不一樣，輻射譜的形態(tài)就不同。那么在一個確定的波段，得到的星等值是不一樣的。

在全波段測量得到的星等稱為熱星等

全波段測量很難做到，因為需要對整個波段同時進(jìn)行觀測

熱改正：根據(jù)熱星等的大小，去反推目視星等（照相星等、光電星等）的大小，期間相差的值就是熱改正。熱改正的量取決于天體的溫度。

通過分析不同溫度的天體，它在視星等所對應(yīng)的這個波段里的輻射量和總的輻射量之間的關(guān)系，可以確定bc（熱改正）的大小，然后把這個量應(yīng)用到那些未知的熱星中。

天體的顏色和溫度是聯(lián)系在一起的。

（位于黃光的波段）

（上圖表示，濾光片的透過率，濾光片讓特定的波長的光透過。ubv分別對應(yīng)三個波段它的透光率的大?。?/p>

但在測光系統(tǒng)里面，ubv同時也代表天體的星等，常用作天體的星等出現(xiàn)的。圖中，特定字母代表它們特定的波段它的星等值的大小。ubv也用來代表在三個不同波段的新等值。

紅外觀測對于小質(zhì)量的天體的測量更有效

濾光片帶寬（bandwidth）指的是濾光片的通光率，即通過一個濾光片的總光線量與通過所有濾光片的總光線量的比值。這個數(shù)值越大則說明其通光率越高。

寬帶指濾光片的帶寬相對比較大，對應(yīng)能測的波長的寬度比較大的。

第8節(jié)

窄帶測寬

濾光片的透光率，字母代表相對應(yīng)的星等值

上面是寬帶系統(tǒng)，下面是窄寬系統(tǒng)。第二列是帶寬，第三列是有效波長/中心波長

（最長用的兩種測光系統(tǒng)）

恒星的溫度和顏色

獵戶α、獵戶β，獵戶里面最亮的兩顆星

色指數(shù)（color index）：在不同波段測量得到的星等之差，如U－B，B－V。亮度之比，其大小反映了天體的溫度。（星等和亮度之間是對數(shù)關(guān)系）

天體的顏色和輻射譜的形狀取決于表面溫度的高低。

m表示星等

溫度越高，B－V的值越?。浑S著溫度的降低，B－V的值逐漸增大。

縱坐標(biāo)是天體溫度，橫坐標(biāo)是天體的色數(shù)值B－V。

U－B，B－V，適用與中小質(zhì)量恒星和大質(zhì)量恒星。

溫度比較低的（原恒星系統(tǒng)），在這兩個波段輻射很低，需要在紅外波段去求他們色數(shù)值的大小。

視星等、光電星等、UBV測光系統(tǒng)，都是在觀測者的角度來接受到的流量的大小，它依賴于距離。

絕對星等：它是恒星本身輻射效率決定的。

天體距離有遠(yuǎn)有近，無法統(tǒng)一測量，一一歸類，所以我們?nèi)藶榈陌阉鼈兌挤诺?0pc里。

F10：10pc處的流量，F(xiàn)d：實際距離處的流量?！?2”：平方反比定律L＝F×4πd2，亮度L相同。M絕對星等，m視星等

兩邊取一個對數(shù)㏒，再乘以-2.5倍，就是星等系統(tǒng)的定義了。

log(a) (M÷N)=log(a) M-log(a) N log(a) M^n=nlog(a) M （對數(shù)公式不懂的，可以自己百度）

不同的恒星，假設(shè)的距離都是10pc，由平方反比定律L（光度）＝F×4πd2，可得上訴公式。

用太陽的可觀測量作為標(biāo)定量，來求解其他的未知天體的絕對星等。

問：太陽絕對星等怎么求？

答：星等M與亮度F本質(zhì)上表示的是同一個東西，星等只是將亮度重新切割了一下（因為人眼感覺原因，具體請看前面“星等系統(tǒng)”）。因為太陽亮度是可以得到的，所以星等可以由此得來。（個人解釋）

追問：太陽亮度怎么得到的？

答：根據(jù)亮度的定義，可以直接觀測得到

問：已知日地距離1au，如何估算太陽光度的大小？（不需要借助望遠(yuǎn)鏡）

答：第9節(jié)

已知L、F，我們想要知道距離，我們就得知道L與F之比，換句話說，就是視星等m、絕對星等M之差，而這個差就是距離模數(shù)。

假設(shè)在真空的情況下，不考慮星際吸收。知道具體距離模數(shù)，天體距離就可以測定。

問：星際吸收會改變亮度，還是光度？

答：改變亮度。具體參考兩者定義。

第9節(jié)

恒星的光譜和赫羅圖

問：光度和溫度有啥關(guān)系？

答：第四節(jié)，F(xiàn)＝αT^ 4，α是常數(shù)

①很多恒星連續(xù)譜不容易得到。

問：連續(xù)譜怎么得到？

②有很多天體的輻射并不是黑體輻射。

恒星光譜

問：為啥產(chǎn)生吸收線？

答：太陽的整體連續(xù)輻射來自內(nèi)部，連續(xù)輻射穿越太陽大氣時，產(chǎn)生了吸收線。吸收線的強(qiáng)度、位置取決于大氣里的原子的多少和它的種類。

譜線的產(chǎn)生是由原子結(jié)構(gòu)所決定的。

溫度升高，原子間碰撞變得頻繁了，有些電子可能從基態(tài)躍遷到第一激發(fā)態(tài)。溫度越高，碰撞越劇烈，其躍遷程度也越高。

所以，溫度決定了電子的能級分布，決定了特征譜線強(qiáng)度。

O型星，溫度太高，碰撞過于頻繁和劇烈了，所以，幾乎電子都離開了原子核的束縛，變成電離狀態(tài)了。在電離狀態(tài)下，很少產(chǎn)生H的balmer線。在第一激發(fā)態(tài)的電子太少了，所以不可能產(chǎn)生躍遷，大量電子都離開了。

Harvard光譜分類（1890——1910）

其中兩名偉大的女科學(xué)家：

根據(jù)恒星光譜中Balmer線的強(qiáng)弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類。

Oh，Be A Fine Guy(Girl) Kiss Me！

（無O0、O1、O2）

第10節(jié)

（注意：反應(yīng)的光譜型都是來自恒星大氣的輻射和吸收，所以它反應(yīng)了恒星表面的溫度。）

赫羅圖

x光譜型，y星等

x溫度，y光度

x色指數(shù)，y絕對星等

主要分布特點(diǎn)：90%在斜帶中，太陽也在帶中。其上方，恒星體積比較龐大，稱為巨星。其下方，非常暗淡。

（提示：一般以距離作為判據(jù)。）

x溫度，y光度

主序帶：赫羅圖上位于對角買線的曲線，絕大部分的恒星都坐落在這個范圍上。這個區(qū)域內(nèi)的恒星被稱為主序星或者矮星。

第11節(jié)

如果星團(tuán)里的成員與地球的距離大概一樣的話，也可以用視星等表示。

為什么大量恒星在主序帶上？

（）

恒星的質(zhì)量