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1.2.谱线轮廓谱线轮廓(a)典型的发典型的发射线,看似射线,看似均匀,实际均匀,实际线心强线心强(b)谱线按频谱线按频率或波长展率或波长展开,可得谱开,可得谱线强度沿波线强度沿波长的变化,长的变化,线心最强向线心最强向两边减弱两边减弱3.热运动加宽谱线热运动加宽谱线(a)原子或然运)原子或然运动产动产 生谱线加宽生谱线加宽(b)当它们单)当它们单个蓝移或红移时个蓝移或红移时产生出发射线,产生出发射线,气体越热,热加气体越热,热加宽越强宽越强4.5.2.1星等视星等m:一天体在频率处的视星等定义为其中f是天体的辐射流(单位为W/m2)。在经典或织女星等系统(Veg
2、a,Lyra)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f的源具有常量星等:归一化流量是这样选取,Vega星等和AB星等在5500相同。6.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2000。某些滤光系统设计为:能得到典型的精度为:mfx/fx0.02 7.对于AOV星的绝对辐射流S具有目视亮度 V=0 mag(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:
3、与V相应的值是SV=3.6610-23 Wm-2Hz-1 N=1004 光子cm-2-18.现在最广泛应用的Johnson UBV,RI 滤光片系统,由Bessel(PASA,1990)重新绘制。一颗类似太阳G5V星的光谱重叠在上图以比较。9.色指数(Color Indices)定义为两滤光片的星等差:U-B=mU-mB B-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。10.绝对星等(Absolutemagnitude)表示恒星本质光度而引进的(与距离无关系):vM=绝对星等vm=视星
4、等vD=以秒差距表示的距离vm-M称为距离模数(distancemodulus)11.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。一秒差距对应的距离是看地球的轨道半径的角距为1角秒(1 arcsec)。12.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。13.上图是热改正作为有效温度的函数(Flower,1996,ApJ)14.绝对星等变换为太
5、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:AllersAstrophysicalQuantities2000)15.吸收和消光吸收和消光(Absorption and Extinction)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m,obs是天顶距时观测星等,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m,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)的典型值为:光学波段4000下降0.3,8000为0.1,精确值必须由标准星的观测导出。16.由地球和天体之间的尘埃
6、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)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:17.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A 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。18.平均星际消光曲线A参考Savage&Mathis(1979)19.2.2 恒星光谱最早的研究是夫朗和费
7、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:20.2.2.1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
8、为了容易记忆的有趣的话:21.Recently,some astronomers have proposed the addition of two new spectral classesL and Tfor low-mass,low-temperature stars whose odd spectra distinguish them from the M-class starsin the current scheme.For now,at least,the new classification has not been widely adopted.Astronomers are
9、still uncertain whether these new objects are“true”stars,fusing hydrogen into helium in their cores,or if they are“brown dwarfs”(see Chapter 20)that never achieved high enough central temperatures for fusion to begin.22.各种哈佛型恒星光谱强度分布图23.表I.11:光谱型色指数和热改正24.2.2.2恒星温度首先,恒星光谱能量分布能用黑体谱加以描述,(普朗克辐射律;单位是:尔格
10、/cm2/s/)由维恩位移定律可定出辐射最大能量波长为:对波长积分B可得斯忒藩玻耳兹曼定律(Stefan-Boltzmann)25.由此式可将不同类型恒星其有效温度Teff与半径和光度用下面的关系式联系起来:波长强度o红为心宿二(Sco)o蓝为角宿一(Vir)26.温度和色指数的多项式拟合色指数B-V和有效温度Teff关系图(Flower,1996,ApJ)不同光度型以0.3dex分开。27.2.2.3恒星光谱中连续谱形状和吸收线28.scoT=28000K,/P和关系图,以纳米为单位,吸收系数和的关系提供了恒星光谱能量分布的最初解释。为简化,设恒星大气最冷、薄的气体层位于温度Ti高的发出辐射
11、的黑体之上,那么我们能观测到的恒星光谱是一个黑体B(Ti)被消光消光修正而成:其中S是大气厚度,将曲线与B5型星比较Balmer跳跃便可得以说明。29.太阳吸收光谱以下元素给出这些吸收线:氢H(c;F;h)钙Ca(G;g;H;K)钠Na(D-1,2)铁Fe(E;c;e;G)镁Mg(b-1,2)氧O2(A-,B带,a带)30.吸收线随哈佛序列,亦即作为Teff的函数罗马数字表示原子的电离态,如H表示中性氢,He相当电离He+,Si代表Si+等。31.光谱型 颜色 近似温度 主要特征 例子32.2.3恒星光度和赫罗图恒星光度的直接估计需要距离的数据:M=m-5lg(D/10pc)距离的决定是天文物
12、理的最基本问题之一,对于较近的恒星由视差:1AU/d*=P用地基观测距离可达10pc,精度可达10%,Hipparcos卫星观测距离到1kpc(没有地球大气抖动影响,像Seeing视宁度)33.一旦知道距离便知道绝对星等,因此可以画恒星天体物理最基本的图:色星等图或赫罗图。在1910年,赫兹普隆和罗素讨论了现在?成为赫罗图。赫罗图表示恒星光度作为有效温度的函数。但是赫罗图几乎是唯一地联结很容易观测的色星等图,因为大部分恒星颜色是它表面温度变化的单调函数。色星等图是天体物理中认识恒星演化,决定星团年龄和金属丰度的重要工具(见下面)。34.The Hertzsprung-Russell diagr
13、amColour Index(B-V)0.6 0 +0.6 +2.0Spectral type O B A F G K MM,R,L and Te do not vary independently.Two major relationships L with T L with MThe first is known as the Hertzsprung-Russell(HR)diagram or the colour-magnitude diagram.35.H-R图具有相对距离误差小于 0.1的全部Hippacos星的色星等图。36.The HRD from HipparcosHRD fr
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