《理学宇宙学ii》ppt课件

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1、宇宙学II观测事实王慧元天文观测的基本知识了解天体信息的主要途径:辐射我们接受到的光的强度不但取决于天体的发光能力，还依赖于大气对光的吸收、望远镜对光的接受效率以及能力大气吸收射电、光学、近红外、硬gamma-ray波段可以在地面探测其他波段只能在大气之上进行探测（卫星以及热气球）。FiltersPhotometricObservations(图像观测)主要用于研究星系形态、大尺度分布、内部空间分布以及动力学分布等PhotometricObservations天体的图像的数学描述：表面亮度(surfacebrightness，简称s，[s]=ergs-1cm-2sr-1)随着方向的函数。

2、对s进行全方向积分可得到天体的流量(flux,f,[f]=ergs-1cm-2)天体的光度L=4πr2f,[L]=ergs-1由于历史原因，天体的流量（通常是光学波段、近红外以及近紫外）用视星等来表示：类似的，光度可以用绝对星等来表示：如果在超过两个波段观测，颜色：r0=10pc传统Vega(m=0)SpectroscopicObservations(能谱观测)可以用来研究星系的恒星以及气体组成、金属丰度、动力学结构、星系视向运动速度等等。SpectroscopicObservations数学描述：谱能分布(SED)(单位波长或者频率间隔内的流量)，其中：SED通常有三部分组成：连续谱、

3、发射线谱以及吸收线谱。不同的连续谱以及谱线都对应着一定的辐射或者吸收机制因此SED中包含着大量的信息。Doppler效应假设一个原子通过能级跃迁释放出来的光子的频率是，并且这个原子以速度v相对于观测者运动，那么观测者看到的光的频率是：定义红移假设产生辐射的气体粒子是随机运动的，并且运动速度服从分布，那么观测到的光子的频率分布这些doppler效应一般通过发射线(吸收线)的移动或者展宽可以很好的测量星系与大尺度结构银河系（TheMilkyWay）太阳仅是约1010个恒星之一1pc=3.26LY太阳以220km/s的速度绕着银河转其他星系宇宙中存在着数不清的形态各异的星系HubbleSeq

4、uenceHubble首先按照几何形态把星系分为各种类型早型星系晚型星系HubbleSequence椭圆星系(Ellipticalgalaxies):E0,E1…E7，E后的数字=10(a-b)/b，a半长轴，b半短轴旋涡星系(Spiralgalaxies):分为两个分支，棒旋星系和正常旋涡星系。每个分支又分为三个类型。判据是中心核球占总光度的比例以及旋臂的紧致程度等因素Lenticulargalaxies:介于椭圆星系以及旋涡星系之间。主导的球成分加一个类似盘状结构。Irregulargalaxies:既没有主导的核球结构也没有主导的盘结构。Hubble之后，天文学家一直在发展和完善

5、这种基于形态的分类方法。椭圆星系的形态椭圆星系的等表面亮度线都可以用椭圆来描述=0~0.7大部分明亮的椭圆星系的表面亮度轮廓可以描述为Sersicmodel(尤其是对暗的椭圆星系)并不是精确的椭圆椭圆星系的动力学Faber-Jacksonrelation气体成分很少尘埃与冷气体。有些围绕着扩展的热气体x-ray晕。旋涡星系的形态对于大多数旋涡星系，除了核球部分，其他部分（盘的部分）的面亮度可以用下式描述：幂指数盘旋涡星系中的气体不同于椭圆星系，漩涡星系中的气体都是以中性H或者分子H的形式存在，显示这些气体的温度较低，且气体质量比例从早型星系(Sa)的5%到晚型星系(Sm)的25%。同时，

6、漩涡星系中往往存在着大量的尘埃。旋涡星系的动力学漩涡星系盘中的恒星和气体围绕着盘轴转动。旋转速度可用光学发射线或者21cm线测量得到。外部区域，旋转速度基本上是个常数，所以得到Tully-FisherrelationW等于2倍旋转速度，用氢21cm线测量光度函数单位光度间隔内天体的数密度Schechterfunction.L*特征光度各种星系属性随着Hubble分类的变化显示Hubble分类不仅仅是形态上的差异，也反映了这些星系形成机制上的差异Morphology-densityrelation星系团与大尺度结构星系在空间的分布并不是随机的，而是体现出一系列的结构。天空中有些区域聚集着

7、成千上百的星系，有些星系三五成群，而有些星系构成了纤维状或者墙状结构。星系团(clusterofgalaxies)的选择richcluster的数密度也就是说平均距离约50Mpc/h局部：整个天区，结构受银河系吸收的影响。临近的星系团，北天：Virgo,UrsaMajor,Centaurus,Coma南天：Perseus,Fornax临近的星系团星系团的基本特征团中约80%~50%的星系是E+S0星系，而场星系中只有30%。和Mor