天文期末知识整理.docx

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天文期末知识整理

天文期末知识整理

1，电磁波谱electromagneticspectrum

2，Blackbody

Theblackbodycurveshiftstowardhigherfrequencies（shorterwavelengths）andgreaterintensitiesasanobject'stemperatureincreases.,3，Wien’sLaw

4，Stefan’slaw

其中：

T：

thetotalamountofenergyemittedpersquaremeterofitssurfacepersecond

5，thetemperatureoftheSun'ssurfaceisapproximately6000K,

6，大气窗口ATMOSPHERICBLOCKAGE

Certainatmosphericgasesareknowntoabsorbradiationveryefficientlyatsomewavelengths.Forexample,watervapor（H2O）andoxygen（O2）absorbradiowaveshavingwavelengthslessthanaboutacentimeter,whereaswatervaporandcarbondioxide（CO2）arestrongabsorbersofinfraredradiation.Ultraviolet,X-ray,andgamma-rayradiationarecompletelyblockedbytheozonelayerhighinEarth'satmosphere（seeSec.7.3）.Apassingbutunpredictablesourceofatmosphericopacityinthevisiblepartofthespectrumistheblockageoflightbyatmosphericclouds.Inaddition,theinteractionbetweentheSun'sultravioletradiationandtheupperatmosphereproducesathin,electricallyconductinglayeratanaltitudeofabout100km.Theionosphere,asthislayerisknown,reflectslong-wavelengthradiowaves（wavelengthsgreaterthanabout10m）aswellasamirrorreflectsvisiblelight.Inthisway,extraterrestrialwavesarekeptout,andterrestrialwaves—suchasthoseproducedbyAMradiostations—arekeptin.（Thatiswhyitispossibletotransmitsomeradiofrequenciesbeyondthehorizon—thebroadcastwavesbounceofftheionosphere.）

Theeffectofallthisblockageisthatthereareonlyafewwindows,atwell-definedlocationsintheelectromagneticspectrum,whereEarth'satmosphereistransparent.Inmuchoftheradioandinthevisibleportionsofthespectrum,theopacityislow,andwecanstudytheuniverseatthosewavelengthsfromgroundlevel.Inpartsoftheinfraredrange,theatmosphereispartiallytransparent,sowecanmakecertaininfraredobservationsfromtheground.Movingtothetopsofmountains,aboveasmuchoftheatmosphereaspossible,improvesobservations.Intherestofthespectrum,however,theatmosphereisopaque.Ultraviolet,X-ray,andgamma-rayobservationscanbemadeonlyfromabovetheatmosphere,fromorbitingsatellites.

7，发射谱和吸收谱

Kirchhoff'slaws

1.Aluminoussolidorliquid,orasufficientlydensegas,emitslightofallwavelengthsandsoproducesacontinuousspectrumofradiation.

2.Alow-densityhotgasemitslightwhosespectrumconsistsofaseriesofbrightemissionlines.

Theselinesarecharacteristicofthechemicalcompositionofthegas.

3.Acoolthingasabsorbscertainwavelengthsfromacontinuousspectrum,leavingdarkabsorptionlinesintheirplacesuperimposedonthecontinuousspectrum.Onceagain,theselinesarecharacteristicofthecompositionoftheinterveninggas—theyoccuratpreciselythesamewavelengthsastheemissionlinesproducedbythatgasathighertemperatures.

8，原子结构

Ionized：

已电离的

Photon：

光子

氢原子各能级间能量差的计算公式：

光子的能量与频率的关系：

氢原子的几种不同激发方式：

分子的谱线：

分子的谱线除了与电子转移有关，还与分子的转动和振动有关。

分子谱线的几个特点：

1.分子中的电子转移产生可见光和紫外线特征谱线；

2.分子振动的改变产生红外线特征谱线；

3.分子旋转的改变引起无线电波部分的变化；

9，谱线分析

谱线致宽：

由于气体分子做热运动，在多普勒效应的影响下，会发生谱线致宽，谱线宽度与气体的温度有关，温度越高，宽度越大。

气体湍流和旋转也会导致谱线致款，且与温度无关。

10，从天体谱线中可以得到的信息

11，视差法

Parallax被定义为地球从轨道一侧公转到另一侧时，天体在天空中移动的距离。

“角秒”“parsec（pc）”距离单位

所有恒星的视差均小于1角秒；

12，恒星大小

间接估计：

radius-luminosity-temperaturerelationship

实用公式：

R∝

光度L（luminosity）,天体在单位时间内辐射的总能量；

亮度F（brightness），地球上单位时间和面积接收到的辐射量；

13，巨星

Giants：

10-100倍太阳半径；

Supergiants：

1000倍太阳半径；

Dwarf：

半径与太阳相似或更小的恒星，包括太阳本身；

14，色指数colorindex

根据天体光谱在蓝色（B）和可见光（V）两个波段的光度确定整个黑体辐射谱线。

15，恒星的分类

上面几种谱线所代表的天体有相同的化学组成，谱线上的差异几乎完全来自于温度的不同。

光谱分类：

O,B,A,F,G,K,M，字母排列顺序按温度由高到低，氢原子谱线强弱按字母表顺序，A最强，O最弱。

每个字母下又分为10个子分类，由数字0-9表示，数字越低，表示恒星温度越高。

太阳的光谱分类为G2；

16，赫罗图（theHertzsprung-RussellDiagram）

横坐标：

表面温度；纵坐标：

光度；

也可以做“色指数-绝对星等图”

主序带的上端是“蓝巨星”（bluesupergiants），下端是“红矮星”（reddwarfs）。

白矮星在H-R图的左下角，红巨星在H-R图的右上角。

17，星等（magnitude）

视星等m（apparentmagnitude）

星等值越大，视亮度越低；定义星等相差5等，亮度相差100倍。

即1等相差

。

星等与恒星亮度之间的关系：

绝对星等M（absolutemagnitude）

将天体置于10pc处时的视星等。

18，分光视差

根据天体的温度，通过H-R图估计其亮度，在由测得的视亮度和平方反比律计算出其距离。

误差不会好于25%。

19，光度分类

通过谱线致宽可以区分出超巨星，巨星，主序星和白矮星等，称这种方法为光度分类法。

20，恒星质量

除了太阳，只有双星系统（binary-starsystem）才能直接测出其质量。

双星类型：

目视双星，天体测量双星，分光双星，食双星。

双星质量的计算：

视向速度：

（由简单的圆周运动几何关系得到）

主序星的质光关系：

绝大多数恒星的质量在0.1至20个太阳质量之间。

，对于主序星，v的值为3.5至4.

21，望远镜

使用望远镜的目的：

1，增加接收到的光子总数，即灵敏度；2，增加分辨率。

望远镜的性能指标：

1，聚光能力。

成像亮度∝有效镜面面积∝有效口径^2；

2，角分辨本领。

取决于光的衍射；

望远镜的种类：

1，反射望远镜；折射望远镜；（光学望远镜）2，射电望远镜，3，空间望远镜。

影响观测的几个因素：

1，大气窗口，地球大气阻挡了空间中的大部分电磁辐射；

2，大气扰动。

22，太阳整体结构：

23,Virial定理

天体自引力收缩时，自引力做功，释放的自引力能一部分用于增加系统的内能（升温），另一部分辐射出去。

若恒星内部为理想气体，则在坍缩过程中一半能量辐射出去了，另一半转变为恒星内部气体的热运动动能。

24，天体致密程度的衡量标准：

η=GM^2/（Rc^2）

25，太阳的能量来源：

氢燃烧，

，

。

26，恒星内部氢燃烧的两种方式：

1，质子-质子链（p-pchain）

（正电子迅速与负电子反应释放出gamma射线，中微子）

Gamma射线在穿越太阳的过程中逐渐变成了可见光，中微子几乎不受阻碍，氦核则留在了太阳中心。

2，碳氮氧循环（CNOchain）

不同温度下两种核反应过程释放的能量：

27，太阳中微子问题

目前测量到的太阳中微子数目只有理论计算值的1/3。

测量结果证实中微子没有失踪，只是在离开太阳后转化成了μ中微子和τ中微子，躲过了此前的探测，即中微子在传播途中发生了转变，这间接证明中微子具有质量。

28，太阳的热平衡

能量传输的三种形式：

辐射，传导，对流；

太阳核心区的能量主要是通过辐射与对流向外传递。

1，辐射

辐射平衡：

恒星内部产生的能量全部由辐射向外传递

辐射平衡下的温度梯度为：

其中，κ为不透明度系数；a为辐射常数。

不透明度对恒星结构的影响：

2，对流（convection）

对流起着传递能量和混合物质的作用。

对流平衡下的温度梯度：

（γ：

绝热指数）

3，恒星中辐射和对流的判据

对流区出现的条件：

温度低或产能率高。

29，不同质量恒星的结构

1，低质量主序星（小于1.1-1.3太阳质量）

且

2，大质量主序星（大于1.1-1.3太阳质量）

3，极低质量主序星

同时，大质量主序星以CNO循环为主，而中等质量和小质量主序星则以P-P链为主。

30，恒星内部物态

（1），气体内部总压强由气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐射压强两部分组成。

（2），非简并气体：

理想气体状态方程

（其中，u：

平均分子量，mH:

H原子质量）；

完全电离等离子气体的压强：

（3），光子气体的辐射压

，（a，辐射常数）

（4），简并气体

简并气体离子的压强：

31，标准太阳模型

（1）基本假设：

单星，无磁场，无旋；牛顿理论足够；静态假设；

（2）恒星内部平衡条件：

质量连续性方程：

流体静力学平衡：

能量守恒：

能量传输：

32，恒星模型

公式：

32，用量纲分析法来估算恒星内部温度

33，Virial定理

其中，

，

，γ为绝热指数，U为整个恒星的内能。

Virial定理的形式与恒星内部粒子性质无关，仅取决于γ。

34，恒星的总能量

W=U+Ω，（内能和自引力能之和）

若γ>4/3，自引力能Ω小于0，则自引力系统动力学是稳定的。

35，恒星的演化

主序带：

主序星从核心H燃烧开始到结束在H-R图上占据的带装区域。

主序阶段演化的过程：

36，太阳结构

光球（photosphere）：

可见光辐射区，有米粒组织（granulation）；

色球（chromosphere）:

尽在日全食时才能观测到，有许多针状物（spicules）；

日冕（corona）:

太阳大气的最外层，有高能辐射；

37，太阳活动

太阳风（solarwind）：

快速带电粒子流，源于日冕，能在地球两极产生极光；

地磁风暴（geomagneticstorm）：

由耀斑和日冕物质抛射产生的高能带电粒子，强烈爆发会对卫星，电网等产生危害。

太阳黑子（sunspot）:

光球层上的不规则黑色区域，平均变化周期约为11年，黑子区域磁场较强。

历史上太阳活动的一段极小期叫做蒙德极小期。

太阳活动区域：

日珥（solarprominences），耀斑。