亮度星等.ppt
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1、亮度&星等,恒星的亮度 Stellar Brightness,星等m (apparent magnitude) 古希腊天文学家Hipparcus在公元前150年左右首先创立的表征恒星亮度的系统(1等星-6等星)。 星等值越大,视亮度越低。,1等星,6等星,How “Bright” is a Light Source?,We need to quantify how bright an object is. Wave picture of light: Brightness corresponds to the amplitude of the wave (height of the wave
2、crests). Particle (photon) picture of light: Brightness corresponds to the number of photons per second from the light source. The photon picture is the more useful.,光度和亮度,恒星的光度和亮度 光度L (luminosity):天体在单位时间内辐射的总能量,是恒星的固有量。 亮度B (brightness):在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射量。 视亮度的大小取决于三个因素:天体的光度、距离和星际物质对辐射的吸收和散射。
3、,Inverse Square Law of Brightness,The Apparent Brightness of a source is inversely proportional to the square of its distance:,2-times Closer = 4-times Brighter,2-times Farther = 4-times Fainter,B=1,B=1/9,B=1/4,天文学家在此基础上建立了星等系统,定义星等相差5等的天体亮度相差100倍,即星等每相差1等,亮度相差 (100)1/5=100.42.512倍。 星等分别为m1和m2的恒星亮度之
4、比为 B1/B2 = 10-0.4 (m1-m2) m1m2=2.5log (B1/B2) 或m =2.5log (B/B0),其中F0为定标常数。,L1/L2 =10-(m1-m2)/2.5 m1-m2 = -2.5log (L1/L2),The absolute magnitude of a star is the apparent magnitude it would have if viewed from a distance of 10 parsecs Magnitudes are conveniently low numbers Difference in brightness f
5、rom Sun HST limit is a factor of 1026 !,部分天体的视星等,绝对星等,视差&恒星距离,视差指的是观察者在运动时所看到的远处物体方位的变化。 Parallax, Apparent displacement of an object because of the observers change of view point. 当我们从一个地点运动到另一个地点时,周围物体好像都改变了它们的位置。 人体自身就具有一个能引起视差效应的机制,我们的双眼。,视差 Parallax,Well established method in geodesics using kn
6、owledge of trigonometry.,以地面上的距离作为 基线来测量恒星的视差, 无疑是太小了。,Aristotle (?384-322 BC),If the universe was heliocentric, stellar parallaxes could be measured.,Method of Trigonometric Parallaxes,June,December,Distant Stars,Foreground Star,周年视差 annual parallax 以地球轨道半长径作为基线测量恒星的距离。 周年视差是恒星相对于地球轨道半长径所张的夹角。通过测量天
7、体在天球上(相对于遥远的背景星)相隔半年位置的变化而测得。,The Stellar Parallax,恒星的距离 Stellar Distance,19世纪30年代,有几个人差不多在同时候取得了成功: 1837, W. Struve, Lyrae (织女星), p=0.125 (0.121) 1838, F. W. Bessel, Cygnus 61, p=0.314 (0.294) 1839, T. Henderson, Centauri , p=1.16 (0.76) 所有已知的恒星,它们的视差都小于1角秒。,秒差距 Parsec,恒星的距离通常以秒差距(parsec, pc)或光年(li
8、ght year, ly) 作为单位。 令a = 1 AU 为平均日地距离(1天文单位),d为恒星的距离,则,1 秒差距是周年视差为1的天体的距离。 1 秒差距 (pc) = 3.26光年 (ly) = 206265天文单位 (AU),d = 1/p,d = distance in parsec p = parallax in arcsecond 1 pc = 3.09x1013 km = 206,265 AU = 3.26 ly,视差法测量恒星距离的限制 由于受到地球大气扰动的影响,周年视差的精确测量受到限制。 地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01 Hipparcos人造卫星(1989年
9、8月发射) High Precision Parallax Collecting Satellite 角分辨率达到0.001 测量了约100万颗恒星的距离,三角测距法通常只适用于近距离(30-500 pc)的恒星。,但VLBA技术的使用可能使三角测距达10 kpc.,望远镜与天文观测,观测天体的重要手段是天文望远镜。可以毫不夸张地说,没有望远镜的诞生和发展,就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的不断改进和提高,天文学也正经历着巨大的飞跃,迅速推进着人类对宇宙的认识。,1608年,荷兰眼镜商李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物,受此启发,制造了人类历史第一架望远镜。1609年,天文学
10、家伽利略制作了一架口径4.2厘米,长约1.2米的折射式天文望远镜。这架望远镜将天文学带入了望远镜时代。,意大利数学家、天文学家和物理学家伽利略(1564-1642)。,伽利略发明的的折射式望远镜。,折射式,1609年,伽利略利用光线穿透玻璃时会折射弯曲的透镜聚光原理,创制折射式透镜望远镜并首次用它窥天。看到了太阳黑子、月球上的群山阴影、木星较大的4个卫星以及金星的面相。,折射望远镜的红、绿、蓝三色的色差,随后在1611年,德国天文学家开普勒又将天文望远镜作了改进,提高了放大倍数。直到今天人们使用的折射式望远镜还是这两种。天文望远镜采用的是开普勒式。折射望远镜的优点是焦距长,底片比例尺大,对镜筒
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