光谱和恒星的性质.ppt

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1、光谱和恒星的性质2005年9月谱线轮廓(a)典型的发射线，看似均匀，实际线心强(b)谱线按频率或波长展开，可得谱线强度沿波长的变化，线心最强向两边减弱热运动加宽谱线（a）原子或然运动产生谱线加宽（b）当它们单个蓝移或红移时产生出发射线，气体越热，热加宽越强2.1星等视星等m:一天体在频率υ处的视星等定义为其中fυ是天体的辐射流（单位为W/m2）。在经典或织女星等系统（Vega,αLyra）中，一颗AOV星是被用作参考星，在织女星等系统中，Vega在所有频率中都是0星等。星等的对数标度反映人眼对光强度的敏感。现今，AB星等系统变得普及，在AB系统中，一个常量fυ的源

2、具有常量星等：归一化流量是这样选取，Vega星等和AB星等在5500Å相同。大部分观测中，测量辐射流并不是单色，而是对某一滤光片带宽积分。典型滤光片具有带宽为几百至2000Å。某些滤光系统设计为：能得到典型的精度为：Δm∼Δfx/fx∼0.02对于AOV星的绝对辐射流Sλ具有目视亮度V=0mag(因为它像Vega星，显然在Vega系统中有UBVRJHKLMN=0)对于Johnson滤光片的有效波长如右表：与V相应的值是SV=3.66×10-23Wm-2Hz-1N=1004光子cm-2Å-1现在最广泛应用的JohnsonUBV,RI滤光片系统，由Bessel(P

3、ASA，1990)重新绘制。一颗类似太阳G5V星的光谱重叠在上图以比较。色指数（ColorIndices）定义为两滤光片的星等差:U-B=mU-mBB-V=mB-mV……左边图表示恒星在U-B和B-V平面上的分布，恒星光谱型标在下面。色指数数值大表示红色天体，小数值表示蓝色天体。图中箭头代表星际尘埃红化效应。绝对星等（Absolutemagnitude）表示恒星本质光度而引进的（与距离无关系）：M=绝对星等m=视星等D=以秒差距表示的距离m-M称为距离模数（distancemodulus）星等系统中某些天体的视亮度注意：秒差距在天体物理中是标准距离单位。一秒差距对

4、应的距离是看地球的轨道半径的角距为1角秒（1arcsec）。热星等（Bolometricmagnitude）mbol是对整个波段积分的总光度。定义为：mbol=mV+B.C.其中B.C.称为热改正，它是这样定义的，几乎全部恒星B.C.>0，对F型到G型B.C.∼0（因为对这些星在V波段他们的辐射发射最大）。热星等一般不用于恒星之外的天体。上图是热改正作为有效温度的函数（Flower,1996,ApJ）绝对星等变换为太阳光度L/L⊙：太阳的绝对星等是：MB,⊙=5.48,MV,⊙=4.83,MK,⊙=3.33…（参见Cox等：Aller’sAstrophysical

5、Quantities2000）吸收和消光（AbsorptionandExtinction）在地球上观测天体的辐射流需要对两个效应加以改正（至少）：地球大气的吸收，如果mλ,obs是天顶距θ时观测星等，ελ是在天顶处的大气吸收，那么，我们获得该天体在地球大气外的星等mλ,corr由下式给出：(假定大气是平行平面层，对小于70度是正确的)ελ的典型值为：光学波段4000Å下降0.3，8000Å为0.1，精确值必须由标准星的观测导出。由地球和天体之间的尘埃和气体引起的消光和吸收。该消光正比于地球和天体之间的柱密度。对遥远天体和河外星系，所谓银河系红外卷云（Cirrus）

6、是消光很好的标志，它由银河系内尘埃的热辐射产生。银道面上消光最大，垂直它的方向最小。一个天体星际消光红外可由色余（colorexcess）描述：例如，对V波段的消光：在此方程中“obs”表示具有消光的观测值，“o”表示本身的值，AV和EB-V之间的关系是银河系吸收规律涉及AV和Aλ由下页的图得到。星团的消光可以确定，如由二色图（U-V和B-V），红化线比黑体的更锐些。平均星际消光曲线Aλ参考Savage&Mathis(1979)2.2恒星光谱最早的研究是夫朗和费于1815年在慕尼黑完成的，他发现太阳光谱的吸收线。基尔霍夫在海德堡证认了太阳光谱中钠吸收的D线，还发现

7、铯和铷的谱线。1842年多普勒预言了多普勒效应，1890年在里克天文台得到验证。1880年开始光谱分类，在1918-1924年用物端棱镜底片编制了200，000颗星的星表（Henry-Draper光谱分类）恒星光谱包含恒星性质的丰富信息，如表面温度、质量、半径、光度、化学组成等，都可以由分析恒星光谱推出来。某些历史里程碑：2.2.1哈佛恒星光谱分类（classification）哈佛分类是用颜色、有效温度和各种谱线强度作序列，进一步细分用数字O9，B0，B1，……B9。字母并无含义但存在为了容易记忆的有趣的话：Recently,someastronomershav

8、eprop