宇宙学6（中）.ppt

第六章 （中） 天体物理学 * * 天体物理学 天体物理学主要研究天体的物理特性、天体的化学组成、天体的内部结构等。 它源于探测手段的更新和理论的进步。 分光术、测光术、照相术在十九世纪中叶几乎同时运用到天文学研究中；量子力学被用于解决恒星大气理论、恒星物理状态、物理过程；相对论催生了现代宇宙学。 1895年，海耳和基勒创立了《天体物理学杂志》。 塞奇分类 1868年塞奇刊布一个包含4000颗恒星的表，把恒星光谱分为四类： 白色星，如天狼星、织女星等，光谱中只有几条氢的吸收线； 黄色星，如五车二、大角等，光谱与太阳的相同； 橙色和红色星，如参宿四、心宿二等，光谱里有明暗相间的光带； 暗红色的星。 塞奇猜测这不同类型的恒星具有不同的温度。 天体的元素和分子 到1865年，哈根斯已经在参宿四、毕宿五等恒星的光谱里认出了钠、铁、钙、镁、铋等元素的谱线。 哈根斯还研究了星云、彗星的光谱。他观测了1866年、1867年和1868年三颗彗星的光谱后发现彗星光谱中有碳氢化合物的谱带。这是在地球之外首次发现有机分子的证据。 多谱勒效应和恒星视向速度 1842年奥地利物理学家多谱勒（C. Doppler 1803-1853）提出声源与观测者有相对运动时，观测者所测得的声源波长会发生变化，改变量为： V为声源的速度，Vs为声速，λ为相对静止时的波长。多谱勒认为，运动的光源的颜色也有类似的变化。1848年法国物理学家斐索指出光速如此之大，光源运动速度显得微不足道，因此很难发现光源的颜色变化。他建议改而观测光源谱线的位移。 恒星视向速度测定的困难和重要性 1868年哈根斯首次尝试用多谱勒谱线位移测定了天狼星的视向速度。 但这种测量很困难。光谱片因自身的重量、室内温度降低而收缩会导致谱线的微小位移，几千分之一毫米的误差会造成每秒几公里的误差。 但是它们的价值被一些天文学家认识到，一些天文学家坚持这项工作。少数一些天文学家的耐心工作慢慢积累起了一份恒星视向速度名单，到1950年这份名单包含了大约15000颗恒星的数据。 与分光术结合拍摄天体光谱 1872年美国天文学家亨利·德雷珀（H. Drapper, 1837-1882）用71cm反射镜和湿片法拍到带四条氢线的织女星光谱。 恒星光谱中的氢谱线 恒星低色散光谱 1886年皮克林采用物端棱镜的方法来拍摄许多恒星的低色散光谱，以进行恒星的光谱分类。到1889年止，皮克林对北半天球完成了一次完整的光谱巡天，后又在秘鲁建立天文台，进行南半天球光谱巡天，最后完成了25万颗恒星的物端棱镜光谱工作。 哈佛分类 对于塞奇的四种类型，德雷珀曾代之于十六种，用A、B、C……等字母来标记。随着对恒星的更好了解，这些原先表示各种各样的光谱线外观的字母，被重新安排成大致按照恒星表面温度的降序排列，并稍作了简化。 光谱型分类的最后次序是O、B、A、F、G、K、M、R、N、S，如果对光谱的描述足够细微，可以对某些分类按照数字进一步细分，这样，例如太阳，就成了一颗G2光谱型的恒星。 这就是哈佛分类。 恒星光谱型 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 罗素 1902－1905年间罗素（Henry Norris Russell，1877-1957）在英国剑桥大学天文台与海因克斯一起用照相方法测定恒星的视差。恒星视差一旦确定，就可以从它们的视亮度推算出它们的光度。 1910年罗素发表《恒星视差的测度》的论文，公布了50多颗恒星的视差，并作了恒星光谱型与光度关系的讨论，他也得到存在着高光度的巨星与低光度的矮星这两类恒星的结论。 罗素图 1913年罗素利用他认为可靠的所有恒星的距离作了这样一幅图。罗素觉得他能够断言，自然确实限制了恒星能够存在的种类。 恒星分布在两个主要的带上。一个被叫做主星序，它们从上面左边亮的热恒星向下延伸到右下角本质上是暗的冷恒星。顶部横贯着巨星支，最亮的恒星可以属于任何一种光谱型。 赫罗图 1913年6月13日和12月30日，罗素相继在英国皇家学会和美国天文学会上介绍了他的工作，引起天文界的极大关注。不久这种图被叫做罗素图。 其实罗素的部分工作被罗森伯格（H.O. Rosenberg, 1879-1940）和赫兹普隆领先了一、二年。1933年之后由于北欧天文学