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全校公选课：天文学概论 0809（2）第3章 恒星3.1 恒星概论3.2 恒星的亮度和距离3.3 恒星的位置和运动3.4 恒星的光谱型、赫罗图3.5 双星3.1 恒星概论1. 恒星来源斗转星移是因为地球本身在自转，四季星空的变化是因为地球绕太阳公转。众星之间虽然也有相对运动，但因为距离十分遥远，在几千年这样短的时间里，显现不出来。古人看不出星空排列图形的变化，所以称它们为恒星。如果时间拉到10万年，星空也许就会变得面目全非了。2. 著名恒星或星座3.2 恒星的亮度和距离1. 在晴朗的夜晚，所有肉眼能见的全天的星约6000多颗。恒星的亮度是用星等来表示的。星越亮，星等数字越小。最亮的天狼星是-1.46等，记为-1m.46。织女星0m.06，北极星2m.12。在没有人间灯火的干扰下，天气特别晴朗的无月之夜，空气透明度特别好的话，肉眼能见最暗的星是6m.5。所有亮于6m.5的恒星有6974颗。现代大望远镜在条件特别好的地方，最暗能观测到30m星。银河系的恒星总数越1011颗。2. 天体的星等与亮度的关系 其中，分别为星等和亮度。可见，亮度相差100倍，星等差为5。3. 秒差距恒星十分遥远，从那里看地球与太阳之间的最大张角，叫做“周年视差角”，简称视差。视差越小说明距离越远。当视差等于1角秒时，恒星到地球(或太阳)的距离定义为1个秒差距。1个秒差距=206265天文单位3.26光年（计算?）。离太阳最近的半人马座比邻星，距离1.31秒差距(或4.27光年)。4. 绝对星等 假设把恒星都放到10个秒差距远处来看的亮度叫恒星的真亮度，也用星等来表示，叫做绝对星等。我们直接看到的亮度叫做视亮度，与之相应的是视星等。 太阳的视星等为-26.74，绝对星等为4.83。 恒星的真亮度与太阳的真亮度的比值称为光度。例如，织女星的光度是54，绝对星等为0.5；北极星的光度为1820，绝对星等为-3.32。天狼星光度为22.9，绝对星等为1.43；比邻星绝对星等为15.45, 光度只有0.000056。 直接观测得到的是视亮度和视星等。测量视星等的技术工作叫光度测量，它是研究恒星最重要、最基本的测量手段之一。传统的光度测量方法是照相法。后来出现了光电方法；20世纪80年代以后，出现了CCD技术，使得测量精度和自动化程度大幅度提高。天文上使用的CCD比普通数码相机中的CCD精度要高得多，价格相差数万倍。3.3 恒星的位置和运动1. 恒星的空间位置由3个坐标参数来确定其中的两个是天球面上的经纬度：赤经和赤纬，第3个是距离。天球面上的赤经和赤纬是用专门的天体测量仪器进行测定的。例如子午环等。恒星的距离(或称为视差)很难测量。19世纪30年代，才有3位天文学家分别测出了3颗恒星的距离。他们是：俄国的Struve在彼得堡测织女星；德国的F.W.Bessel在柏林测天鹅座61星；英国的T.Henderson在好望角测半人马座星。1837年、1878年、1839年他们分别发表了测出的恒星视差值。其中，最难测量的是织女星的视差(0.12角秒, 相对于50公里外的一枚分币的张角)。2. 恒星的运动用自行来描述恒星平均每年移动的角距离称为自行，用角秒数/年来表示，如织女星的自行为0.”345/年，天狼星的自行为1.”324/年。自行最大的是巴纳德星10.”31/年，距离5.9光年。3. 恒星的位置星表l 德国海德堡天文研究所的基本星表-FK系列：FK3, FK4, FK5等等，其中包括了恒星的视差、自行等参数。l 依巴谷星表. 1989年8月欧洲空间局发射了Hipparcos天体测量卫星，精确测定了全天11.8万颗恒星的位置数据。精度高达0.001至0.002角秒。超过了FK5基本星表，是恒星位置数据的重大突破。l 美国海军天文台的USNO-B星表。目前具有较精密位置，星数又最多的星表。星数1034913669，暗达21等星。同一星座的恒星，有的看似靠得很近，但在视线方向可能相距遥远。3.4 恒星的光谱型、赫罗图1. 恒星光谱型光谱是恒星的身份证。20世纪初，美国哈佛大学天文台对已经拍到的50万颗恒星的光谱进行研究，并对它们进行了分类。他们用7个英文字母将恒星光谱分为7类，在每种类型的英文字母后再加上1位阿拉伯数字，细分为10个次型。后来又在字母G和K型后面加上S，R，N三个亚型，构成了由10个字母表示的100种光谱型系列，顺序为：上述分类方法称为哈佛分类法。实际上，它是一个恒星表面温度系列，也是一个颜色系列。从左到右对应于温度的下降和颜色的由蓝到红。最热的O型星温度约为4万开，蓝色；最冷的M型星温度约为3000开，红色。其他各型的温度和颜色见下表。调皮的美国大学生为了记住光谱型的10个字母，编了一句俏皮话：Oh, Be A Fine Girl Kiss Me! Right Now, Smack!表1. 光谱型与颜色和温度的关系光谱型恒星的表面温度/开恒星的颜色O40000-25000蓝色B25000-12000蓝白色A12000-7600白色F7600-6000黄白色G6000-5000黄色K5000-3600橙色M3600-2600红色2. 赫罗图-光谱光度图丹麦天文学家E. Hertzsprung和美国天文学家H.N. Russell各自独立地提出了恒星的光谱型与光度之间存在着相关关系，并以图形来表示，称为赫罗图(或H-R图)。从H-R图可以发现，全部星点群集在三个不同的区域里，大多数(占90%以上)星落在从左上角延伸到右下角的带状区域，称为主序星。这一序列称为主序星。太阳是一颗标准的主序星。主序星服从明显的规律：温度越高光度越强。H-R图右上角有一个点群，这些星温度偏低、颜色偏红，但光度却很大。它们被称为红巨星或红超巨星。毕宿五和参宿四就是例子。在H-R图的左下角也有一个点群，温度很高，颜色偏白，光度却很小，这是体积很小的星，称为白矮星。天狼星的伴星就是典型的白矮星。3. 主序星主序星是恒星一生中处于稳定、停留时间最长的阶段。恒星在这个阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。主序星的内部化学成分基本相同，产生能量的机制也基本相同，都是由氢原子核聚变为氦原子核产生的能量。在恒星演化的早期，还没有发育成熟的时候，核聚变反应没有形成规模，不占主要的产能方式，恒星在H-R图上处于主序星右边的位置。当恒星演化到晚期，内部的化学成分和产能机制都发生了较大的变化，就会离开主星序转移到H-R图中别的位置上去。主序阶段的恒星有的处在温度和光度都较高的位置，有的处在温度和光度都较低的位置，这主要取决于恒星的质量。质量越大的主序星，光度越大，温度也越高。主序星的光度大约和质量的3.5至4次方成正比，这一规律成为“质光关系”，它提供了一个估计恒星质量的重要方法。质量是恒星最重要的一个物理量，决定着恒星内部的物理性质和演化过程，但恒星的质量很难测定。恒星在主序阶段停留时间的长短也取决于质量：根据质光关系，质量大的必然光度巨大，损耗速度加快，维持辐射的时间就短，寿命也短。质量小的光度小、损耗慢，维持辐射的时间长，寿命很长。下图给出了不同质量的恒星在主序停留的时间。太阳停留在主序阶段的时间约100亿年，有15个太阳质量的恒星在主序阶段停留的时间只有1500万年，0.5个太阳质量的恒星在主序阶段停留的时间会长达2000亿年。可见不同质量的恒星，寿命相差很远。但是，恒星的质量有一定的限制范围，最大不超过太阳质量的150倍，最小不能小于太阳质量的0.05倍。大多数恒星的质量在0.1-10个太阳质量之间。无论质量大小，恒星内部由氢聚变为氦的热核反应是维持主序阶段的主要物理标志。一旦氢燃料消耗已尽，恒星就进入晚年，离开主星序，由衰老而死亡。3.5 双星1. 概论1802年，英国天文学家W. Herschel开始认真搜寻成对的恒星，4年内找到434对。他发现双星在引力作用下相互绕着转。下图是Herschel发现的第一对双星，距离49光年的双子的轨道。他观测发现的另一对双星是距离16光年的蛇夫座70的轨道。双星可以分为：目视双星，食双星，分光双星，密近双星和天体测量双星。距离较近，或彼此分得比较开的双星，能用望远镜观测到两颗星的光学像，这样的双星称为目视双星。另外的例子有：2. 食双星大多数双星距离遥远，即使运动到彼此相距最远的位置，两子星在视线方向的张角依然小于望远镜分辨能力的极限之下，怎么看也是一颗星。天文学家找到了一些间接的方法来判断它们是双星。例如用光度方法发现的食双星和用光谱方法发现的分光双星。 当双星的轨道面与我们的视线方向几乎在一个平面上时，我们就会看到一颗星挡住另一颗星的掩食现象。这种双星叫食双星。例如英仙座。其轨道周期是2天20小时48分55秒。其光变曲线如下图。最亮时2.18等，最暗时3.40等，亮度相差3倍多。最亮的一段时间中央又有一点变暗。两子星相距0.2AU。天文学上通常称双星中亮的一颗为主星，暗的一颗为伴星。两颗子星都绕公共的质心旋转，其相对于空间的运动轨道称为绝对轨道。如果以主星为参考体，只考虑伴星绕主星的运动轨道，称为相对轨道。分析食双星的光变曲线，可以获得两颗星的半径、轨道面倾角及光度比例等比较可靠的数据。不过食双星只占双星很小的一部分。3. 分光双星、密近双星和天体测量双星用光谱方法发现的双星称为分光双星。如果看似一颗恒星却有两条光谱迭加在一起，或者虽然只有一条光谱，却表现出周期性的谱线红移和紫移，表明有轨道运动，可以判断它们是一对双星，称为分光双星。分光双星中所包含的恒星种类繁多，涉及的物理和演化等问题相当广泛，已发现的分光双星有5000多对。 密近双星是指两颗星靠得很近，在相互引力的影响下，有物质在其间交流或出现引力变形的双星。密近双星在恒星世界中普遍存在，研究密近双星可以得到一些重要的物理特性，因而是相当重要的研究内容。食双星和分光双星中有很多也同时都是密近双星。有一类双星的轨道面接近于与视线方向垂直，在绕转运动中既不会出现交食，也不会出现光谱线