宇宙学6（中）.ppt

第六章(中)
天体物理学
天体物理学
天体物理学主要研究天体的物理特性、天体的化学组成、天体的内部结构等。
它源于探测手段的更新和理论的进步。
分光术、测光术、照相术在十九世纪中叶几乎同时运用到天文学研究中;量子力学被用于解决恒星大气理论、恒星物理状态、物理过程;相对论催生了现代宇宙学。
1895年,海耳和基勒创立了《天体物理学杂志》。
塞奇分类
1868年塞奇刊布一个包含4000颗恒星的表,把恒星光谱分为四类:
白色星,如天狼星、织女星等,光谱中只有几条氢的吸收线;
黄色星,如五车二、大角等,光谱与太阳的相同;
橙色和红色星,如参宿四、心宿二等,光谱里有明暗相间的光带;
暗红色的星。
塞奇猜测这不同类型的恒星具有不同的温度。
天体的元素和分子
到1865年,哈根斯已经在参宿四、毕宿五等恒星的光谱里认出了钠、铁、钙、镁、铋等元素的谱线。
哈根斯还研究了星云、彗星的光谱。他观测了1866年、1867年和1868年三颗彗星的光谱后发现彗星光谱中有碳氢化合物的谱带。这是在地球之外首次发现有机分子的证据。
多谱勒效应和恒星视向速度
1842年奥地利物理学家多谱勒(C. Doppler 1803-1853)提出声源与观测者有相对运动时,观测者所测得的声源波长会发生变化,改变量为:
V为声源的速度,Vs为声速,λ为相对静止时的波长。多谱勒认为,运动的光源的颜色也有类似的变化。1848年法国物理学家斐索指出光速如此之大,光源运动速度显得微不足道,因此很难发现光源的颜色变化。他建议改而观测光源谱线的位移。
恒星视向速度测定的困难和重要性
1868年哈根斯首次尝试用多谱勒谱线位移测定了天狼星的视向速度。
但这种测量很困难。光谱片因自身的重量、室内温度降低而收缩会导致谱线的微小位移,几千分之一毫米的误差会造成每秒几公里的误差。
但是它们的价值被一些天文学家认识到,一些天文学家坚持这项工作。少数一些天文学家的耐心工作慢慢积累起了一份恒星视向速度名单,到1950年这份名单包含了大约15000颗恒星的数据。
与分光术结合拍摄天体光谱
1872年美国天文学家亨利·德雷珀(H. Drapper, 1837-1882)用71cm反射镜和湿片法拍到带四条氢线的织女星光谱。
恒星光谱中的氢谱线
恒星低色散光谱
1886年皮克林采用物端棱镜的方法来拍摄许多恒星的低色散光谱,以进行恒星的光谱分类。到1889年止,皮克林对北半天球完成了一次完整的光谱巡天,后又在秘鲁建立天文台,进行南半天球光谱巡天,最后完成了25万颗恒星的物端棱镜光谱工作。
哈佛分类
对于塞奇的四种类型,德雷珀曾代之于十六种,用A、B、C……等字母来标记。随着对恒星的更好了解,这些原先表示各种各样的光谱线外观的字母,被重新安排成大致按照恒星表面温度的降序排列,并稍作了简化。
光谱型分类的最后次序是O、B、A、F、G、K、M、R、N、S,如果对光谱的描述足够细微,可以对某些分类按照数字进一步细分,这样,例如太阳,就成了一颗G2光谱型的恒星。
这就是哈佛分类。