天之星天文论坛(大陆著名天文论坛）

标题: 天文知识讲座（入门好教程） [打印本页]
作者: cosmos    时间: 2006-3-10 14:31
标题: 天文知识讲座（入门好教程）
不能插入html代码，无法把连接直接给出。
第一章 现代天文学与诺贝尔物理学奖

第二章  天文学基础知识

第三章          射电天文和综合孔径射电望远镜

第四章、太阳和磁流体力学

第五章 恒星演化和白矮星

第六章 钱德拉塞卡 （暂缺）

第七章 脉冲星和中子星

现代天文学与诺贝尔物理学奖复习提纲

http://www.asci.cn/bbs/read.php?tid=1660&fpage=1

另一个同主题帖子不小心多发，请删除。

[ 本帖最后由 cosmos 于 2006-3-10 02:37 PM 编辑 ]
作者: skystar    时间: 2006-3-10 15:52
好的，已经删了。
作者: 夜猫子    时间: 2006-3-10 21:29
标题: 直接链接：
现代天文学与诺贝尔物理学奖

第一章  天文学的发展和诺贝尔物理学奖

第二章  天文学基础知识

第三章  射电天文和综合孔径射电望远镜

第四章  太阳和磁流体力学

第五章  恒星演化和白矮星

第六章 脉冲星和中子星

现代天文学与诺贝尔物理学奖复习提纲


说明：由于原链接地址失效，喵喵同好已经将她以前保存的内容贴在第2页（21楼-26楼），所以上面的链接均改到本主题的第2页。特别要感谢喵喵！

[ 本帖最后由 夜猫子 于 2007-2-1 23:09 编辑 ]
作者: tingyue    时间: 2006-5-29 00:32
谢谢分享！
作者: 喵喵    时间: 2006-11-3 19:27
很实用
作者: nagunaruka龙    时间: 2006-11-15 13:27
谢谢...偶是初学者 以后有不懂的请各位前辈多指教
作者: 夜猫子    时间: 2006-11-15 17:08
标题: 回复 #6 nagunaruka 的帖子
欢迎新人!
作者: nagunaruka龙    时间: 2006-11-16 09:52
夜猫子...你在论坛里好受欢迎的 资格又老 岁数也最大 以后我就叫你老大哥了
作者: 夜猫子    时间: 2006-11-17 00:12
标题: 回复 #8 nagunaruka 的帖子
好啊！咱们这个论坛，经常来的人不是很多，但气氛很好，不论年龄大小，不论资历长短，不论菜鸟还是大虾，一律平等相待。而且有许多有用的知识、资料贴，对新人入门很有帮助！
作者: nagunaruka龙    时间: 2006-11-17 10:17
从小就喜欢天上的星星、月亮,对宇宙也充满了好奇!原本在读书,也没想过找个论坛找些志同道合的人,或者是做名业余观星者,不过现在工作了,有这个打算,以后我会常来的!!也好给我们论坛添些生气,以后要靠老大哥和各位前辈多多指教拉!!
作者: vovoyqlx    时间: 2006-12-20 20:40
标题: 呀！
我怎么没有早点看到  太遗憾了
作者: 夜猫子    时间: 2006-12-20 21:07
标题: 回复 #11 vovoyqlx 的帖子
现在来也不晚,排名不分先后!
作者: dms_008    时间: 2006-12-22 23:10
我也报名
作者: 夜猫子    时间: 2006-12-24 12:33
标题: 回复 #13 dms_008 的帖子
好，欢迎啊！多发贴交流吧。
作者: 灰烬    时间: 2007-1-15 15:50
标题: 新人报到
新人来报到
请多关照啊

[ 本帖最后由 灰烬 于 2007-1-15 15:51 编辑 ]
作者: skystar    时间: 2007-1-15 16:10
欢迎！这里是爱好者的家:)
作者: 夜猫子    时间: 2007-1-15 22:51
标题: 回复 #15 灰烬 的帖子
欢迎贵州的朋友!
作者: nagunaruka龙    时间: 2007-1-16 08:39
原帖由 灰烬 于 2007-1-15 15:50 发表
新人来报到
请多关照啊


欢迎~
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 15:54
这域名让人删了 幸亏喵喵以前复制了一份
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 15:57
怎么不能发WORD的附件呢？
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 15:58
现代天文学与诺贝尔物理学奖

讲授提纲

  

  本课程以获诺贝尔物理学奖天文项目为重点讲授现代天文学的最新成就、学科的发展和有关的天文知识。并介绍获奖者的研究方法、研究态度、思维方法和取得成功的经验。



第一章、天文学的发展和诺贝尔物理学奖

       1，天文学的发展

       2，天文学的研究对象

       4，天文学与物理学的相互促进

       5，天文学成就与诺贝尔物理学奖

       6，诺贝尔奖离我们有多远？



本章要求：

   对下列问题应有概要式的了解

1，天文学的发展历史和研究对象。

2，我国天文学科学研究现状和前景。

3，天文学与物理学的关系



   思考题：（不要求写出，在本课程各章中均应思考）

1，向获诺贝尔物理学奖天文项目的学者学习什么？

2，我国学者获诺贝尔物理学奖的前景如何？要创造什么条件？

──────────────────────────────────

1,  天文学的发展

   天文学历史悠久

   近代天文学发展迅速

   发展余地很大

   新成果还会不断出现

   老结论可能被修改和推翻



   三大学科：

       天体测量学：测量天体的位置和距离

       天体力学：研究天体之间的关系

   天体物理：研究天体的形态、物理状态、结构、化学组成；                  

            天体的产生和演化

   天体物理学是主流



    三大观测波段：

       光学天文学

       射电天文学

       高能天文学（X射线、γ射线）

           其它：紫外天文，红外天文、宇宙线天文学、引力波天文学、

         中微子天文学等



2，天文学的研究对象

     行星层次：  地球、其它八大行星，小行星、彗星、陨星

     恒星层次：  太阳及其它恒星

     星系层次：  银河系、河外星系、类星体、星系群、星系团

     宇宙整体



    行星层次发展前进三步曲

      （1），第谷    测量天体的位置及变化（观测资料积累）

      （2），开普勒  发现行星三大定律 （资料分析，经验定律）

      （3），牛顿    万有引力定律   （由天体运行总结出物理规律，成为天

          体物理学的里程碑）



  太阳系行星的空间探测最热门

       人类要突破只能被动观测的局限！

       登月和探测火星

            人类对宇宙奥秘的探索是无止境的！

                有没有生命（或适合生命繁衍生存的条件）？

                有没有值得开采的矿产？

                有没有可能成为人类生活、科研的基地？（月基天文台等）   



太阳系研究的重大进展

    托勒玫－地球中心说（虽然该学说是完全错误的，但在刚建立时还是推动

         了天文学研究的发展。）

    哥白尼－太阳中心说

    开普勒－行星运动三定律

    牛顿－万有引力



恒星层次：丰富多彩的恒星世界

         正在诞生的恒星

         恒星爆炸

         恒星演化的归宿：

              白矮星、中子星和黑洞

         恒星的能源

         恒星的化学成分来源

         恒星的内部结构



星系层次：

        银河系大得惊人（10万光年）

            约有1000多亿颗恒星。

    银河系外

        有数十亿个河外星系

            最远的距离可达150亿光年



空间尺度

l        地球直径      1.3×10-9光年

l        太阳直径      1.47×10-7光年

l        太阳系范围    1.2×10-3光年

l        最近的恒星    4.3×光年

l        银河系范围    105光年（十万光年）

l        最近的星系    106光年（百万光年）

l        富星系团      107光年（千万光年）

l        可测宇宙  1.5×1010光年（150亿光年）



3，天文学与物理学的相互促进

      20世纪初物理学家预言推动着天文学发展：

           光线在太阳引力场中弯曲

           水星近日点的运动规律

           引力场中的光谱红移

           中子星的存在

           宇宙微波背景辐射的存在

           黑洞的存在

     

      物理学是天文学的理论基础：

        原子物理学、量子力学、原子核物理学、狭义相对论、广义相对论、   

            等离子体物理学、固态物理学、致密态物理学、高能物理学、

       相对论天体物理学；等离子体天体物理学；高能天体物理学；宇宙磁流

            体力学；核天体物理学



  天文学观测的贡献：

天文学的发展已对物理学产生重大影响：

     万有引力定律的获得；氦元素的发现；热核聚变的概念；白矮星理论等。



向物理学提出挑战的问题：

     视超光速现象；类星体、星系核和g 射线暴的能源等。



  天体和宇宙是物理学的巨大实验室：

       天文观测为物理学的基本理论提供了地球上实验室无法得到的物理现象

     和物理过程。在宇宙中所发生的种种物理过程比地球上所能发生的多得

     多。

   （1），极端物理条件实验室

       如中子星：超高密、超强磁场、超强压力、超高温和超强辐射的空间实

       验室；

   （2），引力实验室；

   （3），等离子体实验室；

   （4），超流超导实验室；

   （5），高能带电粒子加速器等

   

   物理学家涉足天文学领域的研究成为必然。天体物理学已成为物理学的重要分支。

   天文学家密切注视物理学的发展，希图用物理学的原理来解释我们的宇宙的过去、现在和将来。



   大多数诺贝尔奖项目的研究成果是物理学和天文学最完美的结合。



4，天文学与诺贝尔奖

   诺贝尔奖的颁发始于1901年设立物理学奖、化学奖、生理学或医学奖、文学

奖、和平奖共5份奖金。没有设天文学奖！



   和天文学密切相关的诺贝尔物理学奖获奖项目：

    （1）1936年奥地利物理学家黑斯因发现宇宙线而荣获诺贝尔物理学奖。

他在 1911—1912年，用气球把电离室送到离地面五千多米的高空，进行大

气导电和电离的实验，发现了来自地球之外的宇宙线。

    （2）汤斯 1964年因微波激射器的研制和激光的研究获的诺贝尔奖。

     他在1957年预言星际分子的存在，并于1963年在实验室里测出羟基（OH）

     的两条处在射电频段的谱线。这些分子谱线处在厘米波和毫米波段。   

     1967年发现星际分子，证实他的预言，开辟了毫米波天文学新领域。

（3）美国物理学家贝特(Bethe)因核反应理论研究获1967年诺贝尔物理学

  奖。1938年他提出太阳和恒星的能量来源理论，认为太阳中心温度极高，

  太阳核心的氢核聚变生成氦核释放出大量的能量。



诺贝尔物理学奖天文成果获奖项目

    天文奖从1970年为起点在5个年度，7项物理学奖授予9位天文学家。

    二十世纪最后的30年中天文学家获诺贝尔物理学奖实现零的突破。



l        阿尔文，瑞典天文学家，太阳和宇宙磁流体力学获1970年诺贝尔奖。

（阿尔文波，磁冻结）

l        赖尔，英国天文学家，发明综合孔径射电望远镜，获1974年诺贝尔奖

l        休伊什，英国天文学家，发现脉冲星，证认为中子星，获1974年诺贝尔奖

l        钱德拉塞卡，美籍印度天文学家，恒星演化及白矮星质量上限，获1983年诺贝尔奖

l        福勒，美国天文学家，恒星上元素的合成，获1983年诺贝尔奖

l        彭齐亚斯和威耳逊，美国天文学家，发现宇宙背景辐射，荣获1985年诺贝尔奖

l        泰勒，美国天文学家，赫尔斯，美国天文学家，发现脉冲双星、引力辐射验证，共获1993年诺贝尔物理学奖诺贝尔奖获得者

         

诺贝尔物理学奖获得者的特点：

敢于冲破传统观念；

自强不息、拼搏奋进，不达目的誓不罢休的品质；

    从事当时最前沿的创新性课题；

    具有当时最适合的研究条件；

    取得获奖成果时比较年轻；

         9人中，33岁以前取得获奖成果的有6人

             赫尔斯取得获奖成果时是23岁

             钱德拉塞卡20～23岁和研究成果

             应该获奖的贝尔发现脉冲星时23岁



5，诺贝尔奖离我们有多远？

    9位获奖人的国籍

      美国6人（包括美籍德国人和美籍印度人各1名）

      英国2人

      瑞典1人

          中国人无缘诺贝尔奖！

  我国天文研究单位

    （1），中科院国家天文观测中心（国家天文台）北京天文台（密云射电观测站；怀柔太阳观测站；兴隆光学观测站）

    （2），紫金山天文台（本部；青海德林哈射电观测站）

    （3），云南天文台（昆明）

    （4），上海天文台（佘山观测站）

    （5），陕西天文台（国家时间中心）

    （6），南京天文仪器研制中心

     其它：乌鲁木齐天文站；长春人造卫星观测站；广州人造卫星观测站。



  我国天文教育单位：

    （1），南京大学天文系

    （2） 北京大学天文系

    （3） 北京师范大学天文系

    （4） 中国科技大学应用物理和天文系

    （5） 华中师大物理系天体物理研究所

    （6） 南京师范大学物理系天体物理研究所

         

  中国天文学会

          北京天体物理中心  (北方）

          南京天体物理中心 （南方）



  天文观测条件现状

     近20年是我国天文学发展最快的时期，天文观测设备有较大的改善。有：

         2.16米口径的光学望远镜，

         太阳磁场望远镜，

         25米口径射电望远镜，

         28面天线的综合孔径射电望远镜，

         13.7米直径毫米波射电望远镜陆续建成。



  差距

      和国际上天文研究强国相比，我国天文学还比较落后，研究条件还比较

    差，原始性、创新性特强的课题还太少。

      我国最大的光学望远镜是2.16米的光学望远镜，但美国1917年有口径2.54

米的反射望远镜。我国最大的射电望远镜口径是25米，但国际上在60年代

就有口径64米、76米、305米口径的射电望远镜。

       目前我国还没有一个天文卫星上天。



前景美好

大项目将陆续上马！

   （1），大天区多目标光纤光谱天文望远镜

    正在北京天文台研制的（ LAMOST）口径为4米，大口径和大视场兼

而有之。这是国家科学工程大项目。有望在光谱巡天方面在国际上起主导

作用。

   （2），大型射电望远镜

       正在进行预研究的贵州500米口径射电望远镜有望获得国家支持。如果

能实现，将成为国际上最大的单天线射电望远镜。将可以进行创新性很强

的观测研究课题。

    （3）空间天文望远镜

       空间太阳望远镜和空间X射线望远镜也在预研究之中。有望获得国家支

持。这两台空间望远镜具有鲜明的技术特点。不仅将改变我国空间天文观

测的空白，还会一举在某些观测课题上处于国际领先地位。



本章要求：

1，对天文学的发展历史和研究对象有概要式的了解。

2，对我国天文学研究的现状和前景有概要式的了解。

3，对天文学和物理学之间的关系有概要式的了解。



第一章 作业

  议论题：诺贝尔奖天文学奖项离我们多远？

（到课程后期再做）
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 15:59
第二章  天文学基础知识

1，星座和恒星名字

2，地球自转和公转

3，四季星空

4，天球坐标系

5，天体距离及其测量方法

            6，视星等和绝对星等

            7，其它测距法



─────────────────────────────────

本章要求

1，  星座的由来，记住4个星座的特征

2， 地球自转和公转的观测证据是什么？

3， 天球赤道坐标系

4， 天文学距离的单位和周年视差法、红移法测距离

5， 视星等和绝对星等的定义和它们之间的关系

──────────────────────────────────

1，星座和恒星命名

  星座能决定人的性格和命运吗？

       星座书《幸运星座××年》

             人出生的月份对应一个星座

                每个人都有一个星座

                    （可认识12个星座）

      “  星象学家”说：

            不同星座能够决定人的不同性 一生际遇和机缘。

        

   星座是什么？

       星座是人们为了观测研究方便把星空的人为划分为若干区域古人划分星

     空形成风格各异的星座文化。

       公元前3000年左右，古巴比伦人把星空中亮星连起来，勾画成牛、羊、

     蝎子等形象。中国古代：分为四大区，二十八宿。我国古代神话中28个神

     仙。

        古希腊人：希腊神话中的人物或动物来为星座命名，共40多个。  



   星座不是有机整体

      星座只是某一方向范围内所有天体的集合。

             银河系中的恒星、星云、河外星系、类星体…….

      一个星座中的天体距离极其悬殊

             月球：38.4万千米

             金星：4100万千米

             日地距离：15000万千米

             冥王星：40倍日地距离

             最近的恒星是半人马座的比邻星距离地球4.3光年

             牛郎星：6光年，织女星：25光年，

             北极星：680光年

             银河系中最远的恒星：8万光年

             最近的星系（大、小麦哲伦星云）16万和19万光年

             仙女星系：2200万光年

             远距离星系：几亿光年～上百亿光年



    不同星座对人会产生不同的影响吗？

         对地球有影响的几种天体──太阳、月亮、彗星、小行星、陨星等

               通过辐射、引力和撞击等影响地球。

         恒星和星系，距离我们太遥远了，对地球的影响接近于零。

                辐射影响 ，太阳最强。

                  引力影响，月球最大。

                    都是和距离的平方成反比！





        出生时的月份不同，仅是季节的不同，气温等自然条件的不同，也就                 

     是太阳辐射的影响，和遥远的天体没有关系。气温等自然条件不仅随月

     份变化，而且随地域不同而变化，同是2月份，哈尔滨和广州的气温大不

     一样。而同一月份，南北半球的季节正相反。

        气温等自然条件的不同，可能对人体出生某些影响，但不会决定人的

     性格，更不可能决定人的命运。



太阳系外的天体提供给地球的能量微乎其微！

      英国Jodrell Bank 射电天文台展览会：

              桌上放一迭白纸，要求参观者拿一张。

                       纸的背面写道：

                 “ 你拿起这张纸所付出的能量比全世界射电望远镜在其全

                       部历史中所接收到的天体的能量还多”



什么是黄道十二宫？

    太阳视运动经过12个星座称十二宫，大约每个月经过一宫，（12个星座大小一同，12个宫则平均占30度）。

      春          夏              秋           冬

   1, 双鱼宫   4, 双子宫       7, 室女宫     10, 人马宫

   2, 白羊宫   5, 巨蟹宫       8, 天秤宫     11, 摩羯宫

   3, 金牛宫   6, 狮子宫       9, 天蝎宫     12, 宝瓶宫



黄道：太阳在天球上视运动的轨道



星座和恒星名字

  古希腊人：分成48个星座，但只是北天的恒星。

  1928年， 国际天文学联合会把全天分为88个星座，其中沿用了很多希腊人起的名字。

   88个星座

   大小不同，星数差别很大，只是某一方向上的恒星，它们之间并没有确定的关系。

  神话人物类：仙女座，仙王座，武仙座，猎户座，

  动物类： 大熊座，小熊座，金牛座，杜鹃座；

  仪器用具类：罗盘座， 时钟座，圆规座，六分仪座，显微镜座，望远镜座



千亿颗恒星如何取名？

   我国古代给一些亮星起的名字：天狼、北斗、大角、牛郎、织女、造父



国际命名方法：

    不能重名又要便于记忆

      姓：星座名

      名：以希腊字母α,β,γ……表示星座中的不同亮度排队的星，

      例如：小熊座α（北极星）是该星座中最亮的恒星。

         希腊字母24个，故只能给2112颗星命名

            在希腊字母用完后接着再用阿拉伯数字继续排，

                     ?如小熊座6星，大熊座56星等

     其它命名：

       星云和梅西叶天体（M天体）

       射电源、X射线源、γ射线源、红外源、紫外源；

       超新星和超新星遗迹；

       脉冲星和类星体；

       河外星系；

         都有自己的命名法

              最普通的命名法：名字＋位置

                      如脉冲星：PSR1133＋16

            星表名＋编号

                     

2，地球的自转和公转

   哥白尼的贡献

      究竟是太阳绕地球转还是地球绕太阳转？

          行星运动规律的解释，引起宇宙观的革命

    缺点：

      太阳不是宇宙中心，太阳系只是银河系的普通成员

      太阳不是静止不动，也绕银河系中心运动

         哥白尼1543年提出日心说，到1846年才被完全证实。

   加利略：

      发明天文望远镜，观测发现木星有卫星绕它转，太阳有黑子，月球上有

环形山等



   开普勒：

      发现行星运动三大定律：

         行星和地球绕太阳的轨道是椭圆

         相等时间内行星向径扫过的面积相等

         轨道半径和轨道周期的关系      

   牛顿：

       发现万有引力定律



地球自转和天体的周日视运动

     地球从西往东自转

          太阳东升西落

             星空也东升西落

               只有北极星例外，基本不变

                  整个星空绕一条轴线（即地球的自转轴）旋转

         

北极星的变迁

     这是由于地球受太阳和月球的引力作用使地轴进动而造成，

          地球自转轴绕黄极作缓慢的圆锥运动，

                约2.6万年绕黄极转一周

                    导致北极星的变迁

    现在

         北极星是小熊座α（与北极相距约1度）

    过去 公元前3000年

             是天龙座右枢

   将来公元14000年

              是织女星

     

地球的公转

我们坐在快速行驶的火车上可以从路

旁景物迅速地后退判断火车在运动。

地球在轨道上运动，如果两旁有各种

景物，我们也可以判断地球在运动。

但地球的近处没有任何景物。只有远

处的星空可以作为参照物。

恒星离我们太远，长时间观测才会发

现它们位置的变化。星空的四季变化是地

球公转的最重要证据。

    地球的轨道运动自转轴与轨道平面的法线成230.53。



3，四季星空   

     在地球上只能看见背着太阳方向的天空中的恒星

          地球绕太阳的公转导致星空也随季节的变化而不同



春季星空   

    小熊座

      α星是北极星



     大熊座，大熊星座中有北斗七星，

         顺着斗勺边缘上两颗星的联线可找到北极星

    狮子座

       头部由六颗星组成

             狮子座流星雨     

                 99年热点天象（流星雨暴）

                    流星并非来自狮子座，是辐射点

             实际上是彗星喷发或分裂的流星群物质散布在其轨道上，每当地

               球穿越彗星轨道时，就发生流星雨。

                 每年11月17日左右，地球穿越狮子座流星群（坦普尔－塔特

                          尔彗星轨道）就发生流星雨。

                   33年出现一次流星雨暴，原因是这个彗星的周期是33年。



夏季星空   

     银河横跨天空

     天鹰座  牛郎星       在银河的东岸

     天琴座 织女星        在银河的西岸

     天鹅座 在银河中

     形如大“ 十”字天鹅座X-1（X射线源）

          天鹅座X-1（X射线源），是黑洞候选体，

              黑洞看不见，但在双星系统中的黑洞可以感觉到它的存在，双

                星观测可以估计伴星质量。

          天鹅座X-1是密近双星，质量大于5.5太阳质量，

     ‘    是黑洞的最可能候选者。



秋季星空   

    仙后座

       有五颗相当明亮的恒星，排列成拉丁字母 W 的形状

                                 W字开口的一面正对着北极星

    仙女座

       肉眼可见

          仙女座大星云是人类认识的第一个银河系以外的星系     

        1920年美国科学院“ 宇宙尺度”大辩论

            仙女座大星云是否在银河系之外？没有结论。

            1923年哈勃证实仙女座的距离为90万光年，远在银河系之外

                   确认是河外星系



冬季星空   

       猎户座

           有三颗亮星，好比猎人的腰带

           主星α参宿四，红超巨星

       大犬座

           天狼星，全天最亮的恒星

           双星系统，伴星是第一颗白矮星

       金牛座

           昴星团有七颗主要亮星

           蟹状星云和它的脉冲星

               1054年超新星爆发的遗迹

   

看星图

     星图种类类繁多

         星图上的南北方向和普通地图相反

             使用地图时，平放在地上使用星图时，须要把星图

                高举过头，抬头看星空



4，天球坐标系

     借鉴地球的经纬度

        基本点 ：北极、 南极

        基本圈：赤道、 纬圈、 经圈、本初经圈

        纬度 、经度

           纬度：从赤道面起算   到北极0～90o      到南极0～－90o

           经度：从本初经圈起算   以格林尼治天文台为起点

               向东方向，东经0～180o

               向西方向，西经0～180o

                        北京：东经116度22分

                              北纬39度58分



天球

   （1），用肉眼或望远镜看天体，分不清它们的远近，好象是镶嵌在无穷远处

          的球面上。

             一个虚拟的天球！

   （2），在天球上的视运动

   （3），自行，但短时期不会明显看出恒星在天球上的相对位置发生变化

                      可以认为恒星固定在天球上

   （4），天球是一种方法，用起来方便



天体位置：观测者和天体的联线与天球的交点



视运动：天体在天球球面上的运动



天球坐标系

（1），赤道坐标系

    地球赤道，北极、南极

（2），地平坐标系

    地平面，天顶、天底

（3），黄道坐标系

    地球绕太阳运动轨道平面，北黄极、南黄极

（4），银道坐标系

银道面，银极



优越的赤道坐标系

   英国著名学者李约瑟评价：

         现代国际通用的天球坐标系基本上是中国古代的赤道坐标系              

               而不是希腊古代的黄道坐标系

   优点：坐标值不随时间变化，也不受观测点地理位置的影响，可唯一确定恒   

          星在天球上的位置


  




赤道坐标系

    基本圈： 赤道、纬圈、经圈

    基本点： 北天极（南天极）

    春分点

赤纬： 天体的赤纬从天赤道

       起算

赤经：赤经从春分点起算，

     逆时针方向。



      春分点是什么？   赤道面和黄道面在天球上相交的两点为春分点和

           秋分点，对北半球来说，太阳在3月21日过春分点。

               春分点在天球上的视位置和恒星一样也作周日运动，

                     所以与恒星的距离不变。

      坐标值（赤经、赤纬）不随时间变化 ，和观测地位置无关。



地平坐标系

     基本圈： 地平圈

     基本点： 天顶

   

     地平高度h（或天顶距z）

          方向角A，从南点起算，向西0～180o   向东0～-180o

        优点：参照物是地平圈，容易测定

        缺点：坐标值不断变化



黄道坐标系

     基本圈：黄道、黄经圈、黄纬圈

     基本点：北黄极、南黄极

        坐标原点：春分点

     黄经：从春分点到过天体的黄经圈

            计算0～360o（λ）

     黄纬：从黄道到过天体的黄纬圈

                     (β)

银道坐标系

     基本圈：银道、银经圈、银纬圈

     基本点：北银极、南银极

     银经：银河中心方向（人马座）  起算   l（0～360o)

          (老的是从银道和天赤道在天球上相交两点的升交点起算）

     银纬：从银道到过天体的银纬圈

               b  (0~90,0~-90)



在地球上观测天体

   在地球的北极：

       地平圈与天赤道平行，所有天体的周日平行圈与地平圈和天赤道平行

          所有的北天的天体都围绕着北极星转圆圈

              不会落到地平圈之下，所有的南天的天体都看不到

       在地球北极

           永不落的星 （拱极星）

           天顶和北天极一致，地平圈和赤道圈一致



    在地球赤道地区：

         地平圈与天赤道垂直

             所有天体的周日平行圈都与地平圈垂直

         没有永远不会落到地平线以下的星，也没有永不升起的星星



     在其它纬度地区：

            既有拱极星，也有永不升起的星，还有有升有落的星

              

5,   恒星距离和视差测距法

        

测量距离的重要性

     我们肉眼只能知道恒星在天球上的投影的位置，不知道恒星的距         离就不能确定恒星空间的真实分布、运动速度、辐射的真实强度。



距离单位

          恒星之遥远，远到无法用公里来做单位

          天文学家特别定义了3把不同的尺子

            （1），天文单位

               太阳和地球之间的距离约1亿5千万公里，称为 1个“ 天文单位”

            （2），光年

                 光1年走的距离（大约10万亿公里）

            （3），秒差距

                 1秒差距等于3.26光年

   

近处的恒星可以用三角测量法

    在地球上利用三角测量法的困难

      地球上的基线太短，地球直径1.3万公里（1.3×10-9光年）

            最近恒星4.3光年

                角度太小无法测量

      地球轨道提供3亿公里基线，情况好转，

                     可用测恒星周年视差的方法估计距离。



周年视差

   观测某一恒星，隔半年再观测

一次，由于地球绕太阳作轨道运动，

我们是在相距2倍日地距离在基线

两端观测这颗恒星的。结果可发现

恒星在天球上的视位置会发生变化，

也就是有视差。测量其视差，便可

以得到距离。（见右图）



   l秒差距的定义（见右下图）：

对1个天文单位的距离（日地距离）

   视差为1角秒时的距离为1秒差距


  




l秒差距约等于3.26光年或30万亿公里

    恒星距离和恒星视差成反比

      恒星距离越远，它的视差越小

           恒星越近，视差越大



    距离（秒差距）＝ l／视差（角秒）              

      

  恒星距离非常遥远，视差极为微小，

哥白尼在创立日心学说时曾尝试测量

恒星视差，以证明地球围绕太阳运转，

但未成功。

    哥白尼之后经过了三百来年的努力，1838年才测量出第1颗恒星的视差：

天鹅座61的视差为 0.31角秒，它相当于从12公里处看一个1分硬币所成的张角。



周年视差的局限性

     利用三角视差法测定了大约7千颗较近的恒星的距离，绝大多数恒星距离太遥远，它们的视差位移小于0.001角秒，根本测量不出这样的小角度。



6，恒星的星等和光度

   视星等

       公元前2世纪古希腊希帕恰斯首先用肉眼估计了星的亮度按明暗程度分

         成等级（6级）：

           眼睛看起来最为明亮：1等星

               看起来比1等星稍暗一些：2等星

                     再暗一些的：3等星，依此类推

                          眼睛刚能看到的：6等星

                                星的亮度越大，星等越小

           肉眼能见到的约有6000颗恒星         



   视星等的科学性

        1850年，普森注意到，星等和亮度有一定的关系：

              星等按等差级数增加

              亮度按等比级数减小

              1等星比6等星大约亮100倍

              相粼2个星等的亮度差2.512倍

      取零星等的亮度（E）为单位

   普森公式：m=-2.5×lgE



照相星等

    用照相底片代替肉眼观测，星光亮度越大，照相底片感光黑度越浓。按照相底片上感光强度定出的星等叫照相星等，照相底片对红光不敏感，对蓝光敏感。用照相底片测定星等，红星显得暗，星等大；蓝星显得亮，星等小



绝对星等

    视星等不是恒星真实发光能力，把恒星移到10秒差距(32.6光年)处              再比较它们的亮度（目视星等），其目视星等叫做绝对星等。

   



视星等和绝对星等的关系

        M＝ m＋ 5－ 5logr

   m表示目视星等，M表示恒星的绝对星等，r表示恒星的距离（以秒差距）。由 r 和 m 算出恒星的绝对星等M。

      

     天狼星的视星等是-1.45等，距离为2.7秒差距，绝对星等＋1.5等。          太阳离我们最近，看起来光辉夺目，它的目视星等达到-26.7等，绝对星等才只有＋4.83等。



光度

   光度单位：尔格/秒

   适用于光学，红外、紫外、射电、Χ及γ射线波段。恒星之间的光度差别非常大。超巨星“ 天津四”的光度比太阳约强五万倍，天狼星的伴星是一颗白矮星，其光度不到太阳的万分之一。



光度和体积、温度的关系

     恒星的光度由其温度和表面积决定，温度愈高光度愈大。表面积愈大光度也愈大，光度大的恒星叫做巨星，光度比巨星更强的叫超巨星，光度小的称为矮星。

     光度大的巨星，体积也大。光度小的矮星，体积也小。



7，其它测距法

   恒星不恒

     恒星有很高的运动速度，有的可超过每秒一千公里。亮度也在发生变化，   

   各类变星的变化情况不一样，造父变星是特殊的一类。

   造父变星

       1784年，发现仙王座δ星是变星，我国叫做“ 造父一”。造父一最亮

时是3.6等，最暗时是4.3等，周期性变化（5.37天）。后来发现的造父变星

越来越多，成为一种类型－－造父型变星。

         造父变星的光变曲线：变化周期几天至几月。



   造父变星的周光关系

       勒维特是美国一位两耳失聪

   的女天文学家，研究小麦哲伦星

   云中1777颗变星，其中25颗造父

   变星,测到视星等（从12.5等到

   15.5等） 光变周期（从2天到

   120天）， 发现了造父变星的周

   光关系:

     造父变星越亮光变周期越长

     测出一批知道距离的造父变星

   得到变光周期和绝对星等，得到            

   造父变星的光变周期和绝对星等

   的关系曲线。利用这个关系就可以根据造父变星的光变周期，由关系式

    M＝ m＋ 5－ 5 lg r，算出造父变星的距离。

   

分光视差法测距离

    1902年，丹麦天文学家发现恒星光谱中电离锶谱线的强度和恒星的绝对星等有关系。1914年，美国天文学家建立起利用光谱谱线强度确定恒星视差的方法。

   测定出未知距离的恒星的特征谱线强度比率后就可求出绝对星等。再利用视星等、绝对星等和距离的关系式，求出恒星的距离。

     非常暗弱的恒星不可能获得光谱资料，分光视差法失灵。



红移测距法方法

    多普勒效应：恒星远离我们而去，使谱线产生红移。星系和类星体都能测出其红移量。

            红移量＝（观测波长－真正波长）/真正波长＝v/c


  

                   可以求出视向速度V



哈勃定律

     哈勃于1928年测定40多个星系的红移和距离，发现：


  

             视向速度（公里/秒）和距离（兆秒差距）成正比

    H是哈勃常数：50～100公里/(秒·兆秒差距）

              由Z可以求出距离

──────────────────────────────────

作业

  1，议论题：

        星座能决定人的性格和命运吗？

  2，观测题：

        寻找北极星，写下观测纪录。

  3，试说明测量天体距离的困难和一种测量距离的方法。

  4，试说明视星等和绝对星等定义及它们之间的关系。
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 16:00
第三章          射电天文和综合孔径射电望远镜

    1，大气窗口

     2，射电天文学

     3，射电天文学面临的困难

     4，射电干涉仪

     5，综合孔径射电望远镜



本章要求

1，地球大气辐射窗口与天文学观测；

2，射电望远镜抛物面天线的功能；

3，天文望远镜分辨率公式（要记住）及射电望远镜面临的困难；

4，提高射电望远镜分辨率的方法（只要求定性的了解干涉仪和综合孔径射电望

  远镜的原理）；

5，赖尔为什么会获得诺贝尔物理学奖？



    赖尔，英国天文学家，因发明综合孔径射电望远镜及射电源观测方面的贡献获1974年诺贝尔奖。这次奖由赖尔和休伊什分享。



综合孔径射电望远镜的特点：

        非常高的灵敏度

        非常高的空间分辨率

        可以成象获得天体的图象

                    可与光学望远镜媲美

1，大气窗口

   地球大气有两个窗口，允许可见光和无线电两个波段通行无阻地到达地面。

天文学家把天体的无线电波段称为射电波段。天文学家只是近几十年前才利用射电波段这个窗口。射电天文这种新的观测手段一出现，就显示出极大的优越性。红外、紫外、X射线和伽玛射线被大气层所阻隔，必须把红外、紫外、X射线和伽玛射线探测设备放入太空轨道才能发挥功用。哈勃空间望远镜是光学望远镜，是为了克服大气抖动所造成的分辨率的限制。

   可见光、红外线、无线电波等等，全部属于电磁波。所有电磁波在真空中皆以同一速度传播 (光速，c = 299792450米/秒)。在真空中，电磁波的传播速度(c)、波长和频率，有以下的简单关系：

             (波 长) × (频率) = c

   光的颜色是由光的频率所决定。



2，射电天文学

    20世纪30年代初美国贝尔电话实验室的央斯基发现银河系中心发射来的无线电波。不久，美国射电天文学家雷伯用直径9.45米抛物面天线射电望远镜证实。  第二次世界大战期间，雷达和反雷达以及通讯技术发展很快。英国的海伊对一起曾使英国军用雷达受到干扰的重大事件进行分析后发现，太阳上发生的射电爆发是这一事件的罪魁祸首。



天文观测要求：

   能接收到来自天体的微弱辐射，要求有很高的灵敏度。能看清天体的细节，        要求有很高的空间分辨率。



射电望远镜：

     天线＋接收器（放大器）＋数据采集（计算机）＋纪录器

旋转抛物面

    对于与主轴平行

的光，经反射后会聚

到焦点每道光的路程

都相等

ABF＝CDF＝

EGF＝HKF＝

…

在焦点处

   电波相位相同



抛物面天线的作用之一：收集能量

    有人以为大型望远镜可以把天体放得很大。大望远镜的作用并不是要把天体图象放得很大，而是要提供一个较亮和较清晰的影像。（恒星只是一个亮点）

    只要一个物体足够明亮，无论距离多远都可以看到。   



灵敏度的定义 ：最小可测流量密度

    天线面积越大，灵敏度越高。

    射电流量密度单位：央斯基＝10－26尔格/ 秒·赫兹·米2

弱射电源：10－4央斯基



抛物面天线的作用之二：方向性

    来自与抛物面主轴平行方向上的天体射电波经抛物面反射后会聚到焦点，凡偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚到焦点处的“  馈源”上，因此这类射电望远镜只能接收到来自主轴方向附近一个角度的电磁波，这个角称为分辨角。分辨角越小，则分辨率越高。

         
    分辨角（q）和波长（λ）成正比，和望远镜的口径（D）成反比。分辨角越小，分辨率越高。

    光学波段的波长远比射电波段的短，光学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。口径10厘米的光学望远镜，观测波长为5500埃（埃＝10－8厘米）时，分辨角为1.4角分，而射电望远镜，在波长为5.5厘米观测波段上的分辨角要达到1.4角分，则要求射电望远镜天线的口径达到10千米，比光学望远镜的口径大10万倍。而且，还要求抛物面天线的表面精度达到1/20波长（ 3毫米）。



国际上大型射电望远镜

   美国Arecibo 305米射电望远镜

   德国Bonn 100米射电望远镜

   英国Jodrell Bank76米射电望远镜

   澳大利亚Parkes64米射电望远镜



我国已有的射电望远镜

  乌鲁木齐25米射电望远镜

  上海25米射电望远镜

  青海13.7米射电望远镜（毫米波）

  北京怀柔太阳射电望远镜

  北京密云综合孔径射电望远镜

在预研究中的

  贵州大型射电望远镜，口径500米，世界上最大。反射面能自动调节为抛物面，

比Arecibo的球面反射面先进。



竞争1平方千米射电望远镜

    21世纪国际大合作

    中国方案：约30面口径300～500米Arecibo型大天线组成。



3，射电天文学面临的困难

射电天文面临的最大困难是射电望远镜分辨率远不如光学望远镜，无法看清天体的细节。无法像光学望远镜那样获得天体的照片。

    射电天文学发展初期的射电望远镜的口径都比较小，由于分辨率低下，不能把相邻的几个射电源分辨清楚，不可能得到一个射电源结构的信息。

    建造大型天线以提高分辨率的办法遇到不可逾越的困难。

    射电天文学的发展要求另找出路！射电天文学家要使射电望远镜的分辨率到达甚至超过光学望远镜并也能成象的“梦想”能实现吗？

    回答是肯定的。赖尔他们先驱性的研究为实现这一目标奠定了坚实的基础。



赖尔的故事

    赖尔1881年9月27日生于英格兰，祖父是天文爱好者，有一台天文望远镜，幼年的他就喜爱上天文。中学时他对无线电学产生了浓厚的兴趣，成为业余无线电爱好者。

    赖尔进人牛津大学攻读物理，1939年，他一毕业就到卡文迪什实验室从事雷达天线的研制。第二次世界大战期间，赖尔应征入伍。他的无线电专长曾帮助他立下了战功。曾从事研制机载雷达天线系统，研制厘米波雷达的测试设备，还参与研制干扰德国预警雷达的发射机等。

    二战结束后，赖尔回到剑桥大学卡文迪什实验室，从事射电天文研究。他面临巨大的困难，但却也获得了绝好的机遇，他们从事的是一项开创性研究工作，一项开辟新领域的工作。

    因战争需要发展起来的雷达技术为射电天文的诞生准备了条件。战后，一些雷达科技人员转向天文学研究，把雷达技术用于射电望远镜的研制，开始天文观测研究。赖尔就是其中最杰出的代表。



射电源光学对应体的确认

    发现的新射电源是什么？首先就是要寻找它有没有光学对应体。但是，由于当时的射电望远镜的分辨能力太差，分辨角只能达到几角分，甚至几度。在这个空间范围内包含了许多光学天体，根本无法确认和哪一个对应。

只有当射电望远镜

的分辨能力达到角秒级

时，这种寻找光学对应

体的工作才能进行。



4，射电干涉仪

    由两面抛物面天线

构成天体电波投到天线，

由传输线引到接收机进

行相加（干涉）干涉的

结果取决于两路电波到

达会聚点的相位两路电波有路程差BC，而且BC随天体的周日运动而变化来自射电点源的单频信号不能同时到达两面天线，要相差一段路程。若这段路程差正好等于波长的正数倍，则这两路信号是同相相加，若这段路程差正好等于半波长的奇数倍，则这两路信号是反相相加，相互抵销。由此当天体作周日运动时，路程差路程差在不断的变化，相加后的输出形成干涉条纹。获得比单天线高得多的分辨率。


   分辨角的公式依然是



    这里的d已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。分辨角不再由单天线的口径决定，使得天文学家有可能利用小口径的天线获得高分辨能力。

这是一次革命性的变化。

    最大可动单个天线直径100米，最大固定天线直径305米。而干涉仪的基线至少可达30.5千米，分辨率比305米天线高100倍，达到光学望远镜的分辨率。

    在天线口径相同时，基线是决定分辨率的唯一因素。进一步增加基线,如几千千米，在长距离传输过程中因温度变化导致电波相位变化，无法实现干涉。



甚长基线干涉仪原理

    60年代末，美、加天文学家试验用两台分处两地的射电望远镜同时观测同一个射电源，把接收到的天体电波分别纪录在磁带上，然后把两副磁带拿到一起处理。

    两路的电波频率必须完全一致，用原子钟保证达到这一点。起始时间必须完全一致，用原子钟在纪录上打下时间记号。

   一万千米的基线可提供万分之几角秒的分辨率。



5，综合孔径射电望远镜

    双天线干涉仪只有一维分辨率，不能给出天体的图象。

    1948年以后，赖尔把观测研究目标从太阳转向太阳系外广阔的空间，期望搜索更多的射电源。他发现双天线干涉仪的缺陷或不足。赖尔提出用“ 孔径综合”技术来解决射电天文望远镜的高分辨率、高灵敏度和成像能力等一系列难题。



综合孔径望远镜原理－－化整为零

    至少要有两面天线，也就是双天线干涉仪。不同的是，其中一面固定，以它为中心，画一个圆，等效于一个“大天线”，另一面可以移动，逐次放到“ 等效大天线”的各个位置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。

各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学方法可以求得天空射电亮度的二维分布。也就是得到了被观测天

区的射电天图。

    综合孔径射电望远镜的优点

是不需要制造口径特别大的天

线，用两面或多面小天线进行

多次观测达到大天线所具有的

分辨率和灵敏度。而且，得到

的是所观测的天区的射电天图。

    设想把抛物面分成许多小单

元，小单元的两两组合相当于许

多副干涉仪。在馈源上汇集所有

两两组合的干涉波。

    把每个小单元用一小天线代

替，由许多小天线组成的许多

对干涉仪所得到的信号相加，

和一个完整巨大天线的一样。



地球自转的效应可以利用

    从射电源上看地球上的放在

北极附近的双天线干涉仪的两个

天线，在地球自转过程中两个天线之间也在做相对运动。地球自转一周，其中一个天线将绕着另一个天线描绘出一个圆路径。地球自转一周相当于把可移动天线逐次地放到“等效大天线”各个地方。只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题。实际上，由于系统的对称性，只需要12小时的观测就能完成一组观测。

    综合孔径原理在1954年已由实验证实是正确的，但因要处理异常多的观测数据，计算量特别大，在50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够高和的计算机来完成资料的傅里叶变换。到了60年代随着计算机的发展，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能。

剑桥大学1.6千米综合孔径射电望远镜：

由3面直径18米的抛物面天线组成，2面固定天线相距0.8千米，另1面天线放在0.8千米的铁轨上，可以移动。结果得到了4.5角分的分辨率。

    剑桥大学5千米综合孔径望远镜（1971年建成）：

由8面口径为13米的抛物面天线排列在5千米长的东西基线上，4面天线固定，4面可沿铁轨移动。每观测12小时后，移动天线到预先计算好的位置上再观测12小时，以获得各种不同的天线间距。在2厘米波长上，分辨角为1角分。



综合孔径望远镜主要贡献

    （1），发现一批比较暗弱、比较远的射电源把观测范围从大约10亿光年扩大到100亿－200亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的原初时期。这些观测结果对宇宙演化理论很重要。

    （2），得到一些展源的射电图，实现拍射电源的“  照片”的梦想。

    （3），得到编号为1C，2C，3C……的射电源表，是最早获得的射电源数目最多的源表。对3C源进行光学认证的过程中，导致了天文学上极其重要的，被称为20世纪60年代四大发现之一的类星体的发现。



世界最大的综合口径望远镜

    美国国家射电天文台的甚大阵（VLA），由27面直径26米的可移动抛物面天线组成，沿臂长为21千米Y形基线放置，最高分辨角为0.13角秒，超过地面上大型光学望远镜。



VLBI网

  把甚长基线干涉仪原理和综合孔径原理结合在一起，使等效综合口径达到数千千米，成为一具特大型的粗略的综合孔径射电望远镜。



第3章 习题：

    1，一台口径为10米的光学望远镜（在美国夏威夷），观测波长为5500埃时，分辨角为多少？

   一台射电望远镜，在波长为5.5厘米观测波段上达到这样的分辨角，要求射电望远镜天线的口径为多少？
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 16:01
第四章、太阳和磁流体力学

   1，太阳的基本情况

   2，太阳活动现象及对地球的影响

   3，光谱观测

   4，太阳观测设备

   5，阿尔文的太阳磁流体力学



    阿尔文1908年5月30日生于瑞典。在乌普沙拉大学毕业，1934年获得博士学位。当他还是博士研究生的时候，他就创立了一个关于宇宙辐射起源的理论。

    阿尔文善于提出新概念、新思想，从天文现象中发现新的物理规律，更善于把自己发展起来的理论用于解释复杂的天文现象。他是太阳和宇宙磁流体力学新学科的奠基人。

    瑞典天文学家阿尔文因为对宇宙磁流体动力学的建立和发展作出的卓越贡献而荣获1970年度诺贝尔物理学奖，这是对他近40年科学生涯最公正的评价。



1，太阳的基本情况

太阳的基本情况

太阳是距离我们最近的

恒星；中等质量的壮年恒星；

日地距离149597870千米；

半径比地球大109倍，体积

是地球的130万倍；质量为

99×1030千克，是地球的

33万倍；太阳是气体球，平

均密度为1.409克/厘米3。



太阳的结构

   内核：热核反应，产能区；

   辐射层；对流层；

   光球：光亮的球层， 温度

       6000K；

   色球：温度比光球高,

     波长656.28纳米的红光很

     强；

   日冕：温度百万度；

      射电辐射来自日冕。



太阳化学组成   

   太阳有68种元素   

   氢 78.4% ；氦 19.8％；氧 0.8%； 碳 0.3%； 氮、氖、镍各占0.2%； 其余元素均在0.1%以下。



太阳元素”的发现

  1868年8月18日，法国天文学家詹逊在印度观测日全食时，发现日珥的两条钠线旁边还有一条橙黄色明线（D3），不知是什么元素的谱线。在当时化学家所列的表格中，没有一种物质有这条黄线，不能和已知的地球上任何元素的谱线不相对应。于是把这种元素命名为氦，原意为“ 太阳”，曾称”太阳元素”。

   27年后，一位名叫雷姆塞的英国化学家终于在地球上也找到了氦。



2，太阳活动现象及对地球的影响



太阳磁场

    从纵的方向看，太阳各层大气里的磁场很不相同；从横的方向看日面各部分磁场相差很大，既有大范围的大尺度磁场，也有直径不到几万千米的小尺度磁场。

    太阳黑于磁场是最强的磁场。太阳活动都与磁场有关，磁场是活动区最本质的特征。在磁结构复杂的活动区，  还能观测到耀斑、射电爆发、日珥等。太阳黑子相对数变化的11年周期



黑子“  蝴蝶”图

    在11年活动周期中，黑子分布呈现蝴蝶状从高纬到低纬的变化。每只蝴蝶对应一个活动周。黑子出现在南北纬度350之间。黑子磁极性变化有22年周期

日面上的偶极黑子群中，前导黑子总是与后随黑子的极性相反。

    在同一个活动周中，南半球的前导和后随黑子的极性情况是一样的。南半球和北半球的情况相反。

    每一个太阳活动周期中，黑子群的磁极性分布保持不变，但下一个周期的情况则截然相反。



太阳的较差自转

    太阳赤道转得快： 约27天转一圈。极区转得慢：约33天转一圈



日珥  

    在色球层有时有一束束窜得很高的火柱就是日珥，是一种十分美丽壮观的太阳活动现象。

    日珥比光球暗得多，也只有在日全食时或者使用色球望远镜才能看到。日珥一般高约几万公里，大大超过了色球层的厚度，主要存在于日冕层当中。宁静日珥的形状可数月不变。

    爆发日珥则以每秒700多公里的速度喷发到日冕中去。



耀斑

    在大的黑子群上面，比较容易发生的一种爆发现象。耀斑是太阳上最强烈活动现象。耀斑的最大特点是来势猛，能量大。在短短一、二十分钟内释放出的能量相当于地球上十万至百万次强火山爆发的能量总和。

    耀斑产生在日冕的低层。耀斑和黑子有着密切的关系。耀斑对地球有巨大影响，耀斑产生强大 的由高能粒子组成的太阳风，吹到地球附近，对地球产生影响：

    对地球上的电讯有强烈的干扰； 对正在太空遨游的宇航员有致命的威胁； 在地球大气高层产生极光。



美丽的极光

  极光是唯一能用肉眼看到的高层大气中发生的物理现象。极光发生在地球两极高层大气中，来自太阳活动区带电粒子闯入地球高层大气，与大气中的分子或原子碰撞而产生的放电过程。

  由于地球磁场的作用，太阳高能粒子到达地球时就向地球磁极靠拢，因此在地球上高磁纬地区能看到极光。极光的形态变化万千，颜色绚丽多彩。极光的每一次出现，都好似大自然恩赐给人类的一幅美丽画卷。凡是有幸亲眼目睹过极光的人都会在他们的脑海里留下终身难忘的印象。

    地球上看极光：

在磁纬60°－70°的区域内，围绕地球南北磁极的两个圆环状地带。地球的北磁极在加拿大大境内。地球的磁南北极与地理南北极之间大约相距11°。高纬度地区出现极光现象较多。磁纬越低的地区，只是偶而能见到极光。              



极光椭圆

    在地球磁场的作用下，从太阳来的高能粒子不能沿磁极区的磁力线作螺式下降。太阳风从太阳携带来的磁场和地球场相互作用，放电过程是在以磁极为中心的圆形区域的边界进行的。极光发生在围绕磁极的一个近似椭圆形的环状区域。人们称之为极光椭圆。而不是在磁极区。

?

史书中记载

古罗马帝国时代偶然出现了一次极光。人们都认为是附近发生了大火灾，害得消防队员们忙了半夜，也没有找到火灾现场。



3，光谱观测

基尔霍夫光谱的三条定律

（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）

① 炽热的物体发出连续光谱；

② 低压稀薄炽热气体发出某些单独的明亮谱线；

③ 较冷的气体在连续光源前面产生吸收谱线。



太阳光谱研究

  太阳光谱（连续谱、发射线和吸收线）可给出太阳大气的结构、物理状态、化学成分以及太阳活动的性质等。

  太阳光经过棱镜后被分为七色光，波长从400nm---700nm(毫微米），这是太阳的连续谱。

  吸收线：在太阳连续光谱的上面有许许多多的粗细不等、分布不均的暗黑线，共有2万多条。

  发射线：在连续光谱上还有成千上万条明亮的谱线。  



黑体辐射谱

    是连续谱，其强度、分布和峰值由温度决定。太阳的观测曲线和5800K

的黑体辐射谱很相似，所以认为太阳光球的温度约为6000K。



能级、发射线、吸收线和电离























测量天体磁场的方法

    塞曼效应：19世纪末物理学家发现在均匀磁场中，原子辐射产生的某一条发射谱线要分裂为两条或三条，分裂程度与磁场强弱有关。电子从高能级跃到低能级，发射一定频率的谱线。有磁场时，能级分裂导致谱线分裂，分裂程度与磁场强度成正比，因此根据谱线分裂的情况可以测出磁场来。

    天文学家利用塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场的设备。太阳是唯一的一颗能给出表面磁场分布的恒星。



4，太阳观测设备

（略）



5，阿尔文对磁流体力学的贡献

（1）阿尔文首先提出星际空间处处有磁场：

    阿尔文于1937年（29岁）首先提出“ 银河系的星际空间到处都存在磁场” 在那时，人们并未观测到，也不认为银河系到处都有磁场。这一假设一直受到冷落。到40年代才发现银河系存在磁场的迹象。到六十年代测出银河系磁场的分布之后才最后证实阿尔文的假设。

    磁场在宇宙中普遍存在：地球的磁场强度很弱，只有0.5高斯。太阳的平均磁场约为2高斯，太阳黑子区域的磁场却高达几百至几千高斯。有些恒星磁场很强，可达几千乃至几万高斯。白矮星的磁场达到105－107高斯。宇宙中磁场最强要算中子星，达到了108－1014高斯。银河系星际空间的磁场仅仅有10-5~10-6高斯。



（2）阿尔文首先提出宇宙中普遍存在等离子体：

    核外电子变为自由电子的过程称为电离。电离后的物质变为正离子和电子以及未经电离的中性粒子所组成。

    这种状态就是物质的第四态──等离子体。



等离子体的形成

物体在高温条件下或受X射线、g 射线的照射后，原子核外的电子因获得足够的能量摆脱原子核的束缚成为自由电子。这种核外电子变为自由电子的过程称为电离。电离后的物质变为正离子和自由电子，总体上还是电中性的。物质处于等离子体态。生活中见到的日光灯或霓虹灯，就是用人工方法在真空玻璃管中制造的低温等离子体。



太阳是高温等离子体球

    对于电离气体无论是部分电离还是完全电离的气体，虽然在某些方面跟中性气体有相似之处，如描述气体的宏观物理量——密度、温度、压力等对电离气体同样适用，但是，它的主要性质却发生了本质的变化，即电离气体的行为主要受电磁力的支配。



恒星

    恒星表面的温度在5000至10000K之间，在这个温度范围内物质只能部分电离。但是到了恒星的内部，越向里去，温度越高，电离程度越来越高，在恒星核心区的物质则是100％地被电离。



星际气体

  星际气体的温度比较低，但其周围的恒星辐射或高速星风作用也会使其电离而成为等离子。宇宙中几乎99％的物质都是等离子体。

    实际上，在天文学的研究中，几乎完全依靠等离子体的辐射来获取知识。



（3）阿尔文发现磁冻结现象

    宇宙中既有等离子体又有磁场，磁场的变化就具有新的特点。阿尔文发现等离子体在磁场中运动的一个新现象，那就是磁冻结。

    等离子体在磁场中运动必然带着磁力线一起运动，相当于磁力线冻结在物质里面了，或者说等离子体粘连在磁力线上了。



磁场冻结的条件－－ 磁场扩散非常慢

在天体物理的研究对象中，如太阳黑子、太阳及银河系等几何尺度非常大，总满足磁场扩散非常慢的条件，因此天体物理研究中的等离子体基本上是和磁场冻结在一起的。等离子体要运动必然带着磁力线一起运动。



等离子体在磁场中的运动

等离子体是流体要遵从流体力学的规律。等离子体在磁场中运动又要遵从电动力学的规律。仅用流体力学或电动力学都不能正确解释它们在磁场中的运动的特征。



等离子体在磁场中作螺旋轨道运动   

   等离子体在磁场中的运动受到罗伦兹力的作用。当带电粒运动方向与磁力线垂直，罗伦兹力只改变粒子的运动方向，使它们作匀速圆周运动。正离子的质量比电子的大得多，因此其回旋半径大，距磁力线要远。

   当带电粒子的运动方向与磁力线不垂直时，带电粒子则按螺旋状轨道运动。



（4）阿尔文波－－磁流体力学波

   1942年阿尔文发现了磁流体力学波。在等离子体和磁场冻结在一起的情况下，磁力线存在着张力。弹拨乐器的弦线，在外力的作用下，就发生振动，产生沿弦线方向的横波传播。粘附着等离子体的磁力线也像一根弦线一样，当在垂直磁力线方向上受到扰动后，也会产生一种横波。



阿尔文波速度公式

    阿尔文波的速度仅是磁场强度（B）和密度（ρ）的函数。磁场越强，密度越小，速度越大。




无人相信阿尔文波

    流体力学理论认为一般的理想流体中是没有横波的。阿尔文提出后，学术界无人相信。



实验证实

    阿尔文用水银作实验，磁场是1000高斯，结果得到了速度约为75厘米/秒的阿尔文波。确认阿尔文波存在，并与理论估计的一致。



（5）太阳活动规律及其解释

  活动规律

     太阳黑子相对数变化的11年周期；

     在11年活动周期中，黑子分布呈现蝴蝶状从高纬到低纬的变化。每只蝴蝶

   对应一个活动周；

     日面上的偶极黑子群中，前导黑子总是与后随黑子的极性相反；

     太阳磁极性变化有22年周期。



太阳黑子理论

1942年，阿尔文就用阿尔文波来解释太阳黑子的形成和它们的11年周期性变化，逐渐发展成为系统的太阳黑子理论。

太阳黑子中的对流过程可以激发出阿尔文波，由于阿尔文波沿磁场传播把能量带走，导致黑子内部温度下降，从而解释黑子的温度比较低的观测事实。



巴布柯克·莱顿太阳周学说

目前流行的巴布柯克·莱顿太阳周学说则是阿尔文学说的发展。































   由上图可以说明这个学说的要点：

(a)    太阳普遍磁场是偶极磁场

在太阳的相对浅层内有南北方向的磁场，磁力线在光球之下；磁力线在太阳一个极区穿出，从另一个极区穿入（图a）

(b) 较差自转使磁力线缠绕

在太阳的条件下，物质和磁力线彼此“  冻结”在一起的，物质运动也要把磁力线带着一起运动。由于较差自转，在太阳不同纬度地区的自转速度不同，导致磁力线缠绕，而使高纬度地区的磁场增强。局部扰动也使磁场增强，出现局部强磁场区。（图b）

(c) 浮出成对的黑子

    有磁场的地方存在磁浮力。磁场越强，磁浮力越大。磁浮力把光球之下的物质连同冻结在一起的磁力线浮出光球表面，磁力线并未断开，形成“双足”，即双极黑子（图c）

(d)）极区磁场的抵销与反转磁极

太阳活动前半周，黑子出现在高纬度，偶极群的后随部分逐转渐向极区扩散，不断和极区磁场中和，使极区磁场减小。在活动极大期，极区磁场全部被中和掉。



太阳系演化

   几十种太阳系起源的学说可分为两类。一类认为太阳系是由同一块星云物质凝聚而成的，另一类则认为太阳系是一次突然的灾变中产生的。20世纪的研究，

星云说占上风。

    1942年以后阿尔文发表了一系列的论文，并在1954年和1976年出版专着《太阳系的起源》和《太阳系的进化》。成为影响较大、比较成熟的一种。



太阳系形成的拉普拉斯星云说

    一团炽热的球形星云由于冷却收缩和自转离心力的作用分离出一个个气体环。收缩使自转加快，形状变扁。

引力和离心力相等时停止收缩，离心力超过引力时便分离出一个圆环，最后形成行星。



阿尔文的太阳系的起源学说

    高度电离的星云具有磁场，星云的中心部分形成太阳，并具有很强的磁场。太阳磁场控制太阳附近的电离气体云保持在太阳附近约0.1光年的距离内。附近的星云由于冷却慢慢地还原为中性气体，中性原子不再受磁场约束，在太阳引力作用下不断地向太阳下落。

    中性的星云气体在下落的过程中，引力势能转变为动能，温度逐步升高而再度电离。受太阳磁场的约束而停止向太阳下降而形成行星。

不同元素的电离气体云在离太阳不同的地方停下来，形成不同的行星。解释太阳系角动量的分布。

阿尔文的学说强调了形成太阳系行星系统中电磁的作用。太阳具有比较强的偶极磁场，可以一直延伸到太阳附近的几块电离云中，太阳在自转，磁力线自然也跟着一起转动，并带着附近的几块电离云一起转动，电离云由此获得角动量。在这个过程中，太阳自转速度逐步减慢的过程中把角动量转移给电离云物质。



阿尔文著书立说

    1948年阿尔文出版《宇宙动力学》，1963年又出版《宇宙电动力学》专着。总结了磁流体力学的基本原理和在天体物理学中的应用。
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 16:02
第五章 恒星演化和白矮星



1，恒星演化赫罗图

2，白矮星的发现

3，恒星晚期演化

4，行星状星云

5，白矮星的形成和质量上限

6，白矮星的质量上限的争论钱德拉塞卡

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    1983年在钱德拉塞卡73岁的时候因对恒星结构及其演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖。他的理论经受了半个世纪物理学和天体物理学的理论、实验及天文观测的考验，成为20世纪天文学伟大成就。



1，恒星演化和赫罗图

恒星的光度和光谱型

（温度）的关系



（1），光度高而温度

低的巨星和超巨星在

右上角；

（2），光度低而温度

高的白矮星在左下角

（3），90％的恒星在

左下自左上到右下的

斜线左右，称左下主

序星。



恒星的诞生

    弥漫的星际云在引力作用下不断收缩，导致中心的密度加大，体积缩小。在收缩过程中，大量物质向中心下落，引力势能转换为动能，导致温度升高，开始辐射红外线。高温产生向外的辐射压力逐步增强与引力相对抗的能力。不再收缩，原恒星就形成了。



原恒星和主序星的差别：

    发生热核反应之前的恒星为原恒星，开始热核反应后至热核反应停止的阶段为主序星。

    如果一个星体的质量小于0.08个太阳质量，其核心的温度不可能达到1000万K，也就永远引发不了热核反应。就像太阳系中的木星一样。如果星体的质量超过100个太阳质量，不稳定，要分解。



主序星的形成

    当中心温度达到1000万度时，氢核聚变为氦核的反应就持续不断的发生，产生巨大的辐射能使恒星内部的压力增强到足以和引力相抗衡，不再收缩，形成稳定的恒星。

    以氢核聚变提供能量的恒星均在主序星阶段，因为恒星中氢占大多数，可以维持很长时间。太阳就是一颗主序星。



2，白矮星的发现



从天狼星的自行谈起

    天狼星是全天空中最亮的恒星。早在1718年哈雷通过测量天狼星位置发现它有自行，1836年德国贝塞尔发现天狼星的自行呈波浪式的变化，并由此推断天狼星有一颗看不见的伴星，其轨道周期约为50年。



发现天狼星B

   1862年观测发现在天狼星附近有一个很小的光点，最后确认它就是天狼星的伴星，称为天狼星B，而天狼星则改称天狼星A。天狼星B是一颗暗星，其亮度比天狼星A差10个星等，光度相差1万倍。表面温度比太阳的还要高，达到8000K。天狼星B为什么这样暗？

    天狼星B很暗，但温度并不低，质量也少。什么原因使它如此之暗？光度是和恒星的表面积成正比的，天狼星B如此之暗的原因只能归之为它的表面积特别小，归算出的直径只比地球的大一点。因此密度大得不可思议！真有这样的恒星吗？   



天狼星B是什么？

   1924年爱丁顿最早提出白矮星的看法。他认为天狼星B内部的温度非常高，原子都被电离成电子和原子核，这些粒子的体积比原子小得多。因此恒星的直径变得比行星天王星要小，密度却非常高。表面积太小，往外辐射的总能量也少。他称这样的恒星为“白矮星”。

    这个看法未能得到当时的天文学家的认可。



3，恒星晚期演化

    恒星的一生始终处在向内收缩和向外膨胀的矛盾之中。主序星阶段恒星是靠其内部氢核聚变反应提供能源而维持平衡的。由于恒星内部含有大量的氢，氢核聚变反应可进行相当长的时间间，所以恒星在主序星阶段停留时间很长。

质量不同的恒星在主序星阶段的时间很不相同。质量愈大的恒星氢消耗得愈快，在主序星阶段停留的时间就愈短。



红巨星的由来（1）

    恒星中有大量的氢，但只有中心部分的温度能使之发生核聚变。中心部分的氢燃烧完后，都变为氦元素。由于温度不够，热核反应暂时停止。

    恒星将会因抗衡不住引力而收缩。收缩的结果导致中心部分温度大增，使氦能发生聚变反应，产生大量的辐射，加热中心区的外围大气，使恒星外层向外膨胀。



    红巨星的由来（2）

    恒星中心部分以外的区域由于温度的增高又开始氢核聚变反应，并且核反应迅速向外层转移，推动外层膨胀，使得恒星体积很快增大上千倍以上。

    由于温度下降，颜色变红。这样，这颗恒星就变成又大又红的红巨星。



恒星的演化：气体尘埃团－原恒星－主序星－红巨星－白矮星





太阳的演化

约100亿年后太阳

将变为红巨星中心区的

氢全部聚变为氦，核反

应停止，温度下降，辐

射压迅速降低，核心部

分坍缩，导致升温。升

温导致氢外壳燃烧。当

这一层的氢燃烧完后，

又导致再外一层的氢燃烧，由里向外，使外层气体膨胀，温度下将，颜色变红，形成红巨星。其核心部分要坍缩为白矮星。



4，白矮星的形成及其质量上限



勤奋好学的钱德拉塞卡

   1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合尔， 1916年，全家迁居马德拉斯。后来进入马德拉斯大学学习物理和数学。1930年他20岁时以全班第一的成绩大学毕业。

在他上大学时正值物理学从经典到近代物理学转变的时期。新的理论，新的学说和新的概念一个接一个的出现。1915年爱因斯坦发表了广义相对论。1911年，卢瑟福提出了原子模型  1925年春，泡利（25岁）提出新的物理学原理——不相容原理，他为此在1945年荣获诺贝尔物理奖20年代中期，量子统计学诞生了。

年青的大学生钱德拉塞卡自学这些最新发展起来的近代物理学说。从17岁开始就试图用物理学的知识来解决天文学上的难题。当他18岁时候就有一篇题为“ 康普顿散射和新统计学”论文发表在1928年的《皇家学会论文集》上。

    钱德拉塞卡1930年7月31日大学毕业后，被剑桥大学录取为研究生。1934年，他完成了两篇白矮星的学术论文。他得出一个始料未及的重要结果：白矮星的质量越大，其半径越小；白矮星的质量不会大于太阳质量的 1.44倍。这一成就，成为钱德拉塞卡获得诺贝尔物理学奖的原因之一。



令人困惑的白矮星高密状态

    天狼星A的质量是2.4个太阳质量，天狼星B这具有0.98个太阳质量。这颗伴星的平均密度比1吨/厘米3还要高。当时人们都不敢相信恒星有如此高的密度，成为一个令人困惑的问题。

    在当时的物理学原理还不能解释白矮星的高密状态是怎样形成的。白矮星的观测发现走在理论的前面，使得当时的物理学家无言以对。



白矮星的形成

   白矮星则是热核反应停止以后恒星的一种稳定结构。热核反应一停止，引力便占上风，恒星就要收缩，直到有一种能与引力抗衡的力出现，才能使恒星稳定下来。

这个力就是简并电子气的压力，简称简并压力。比通常的理想气体压力大得多。



白矮星为什么如此之小？

    原子由原子核和核外的电子组成。原子的全部正电荷和几乎全部的质量都集中在原子核里。带负电的电子在原子核外绕核旋转。原子很小，其直径的约10-8厘米，原子约10-13厘米。   

    由于热核反应停止，辐射压大大降低，导致恒星坍缩，温度升高，密度加大。原子核外的电子全部电离，变成赤裸裸的原子核，所有电子都成为自由电子。恒星的体积突然变小。



强大的简并电子气压(1)

    泡利不相容原理：电子的能量状态是不连续的，只能取某些特定的值。同一个状态，只能允许一个电子占有。电子能量从低向高排列，低能态的占满了，就只能到高能态去。

   当电子密度很高时，必然有很多电子处在高能态。具有非常高的速度，产生非常高的简并电子气压。



理想气体物态方程与简并气体物态方程的区别



      理想气体：P ＝ (ρ／μ)RT

           是温度和密度的函数




      简并气体：   非相对论性


                                                

                   相对论性

   

                        均与温度无关



    电子具有非常高速度并不是因为温度高，而是因为低能态已被别的电子占据了，其它的电子只能跑到高能态上去。因此高能电子数目的多少取决于密度，而不是温度。



强大的简并电子气压(2)

     在密度非常高的情况下，电子、质子和中子气体遵从量子力学的规律而被称为简并气体。粒子的位置和速度的大小不能单独确定，它们的乘积等于一个常数。粒子所占的体积越小，它的动量就越大。

    由于坍缩恒星的密度大大地增加，必然导致原子核外的电子具有很大的动量，产生强大的简并电子气压。



白矮星的形成

（1），恒星晚期核燃料用完或其它燃料不能点燃，辐射压减少很快，引力大大超过辐射压，导致恒星坍缩。

（2），坍缩导致密度增加，温度升高，气体全部电离，变为自由电子和裸原子核。

（3），自由电子遵从量子力学规律，具有非常大的速度，产生强大的简并电子气压，足以和引力抗衡。形成稳定的白矮星。



相对论简并电子气

    当密度更高时，大多数简并电子处于更高的能级上，其速度接近光速而成为相对论性简并电子。这时的物态方程发生了变化，白矮星的质量与半径的关系消失了。不可能通过白矮星的半径的自动调节来达到平衡。



白矮星质量上限

   当坍缩后的恒星质量超过一定的限度后，密度进一步加大，简并电子气就变为相对论性的了，就不可能形成稳定的白矮星。因此，白矮星有一个质量上限。钱德拉塞卡通过计算得到上限为1.44个太阳质量。这是一项天文学上重要的成就，成为钱德拉塞卡获得诺贝尔物理学奖的原因之一。



超过质量上限后的结果如何？   

    在1935年，无论是钱德拉塞卡本人还是其他科学家都还不知道质量超过钱德拉塞卡极限的老年恒星的演化归宿是什么。

    现已公认，质量比较大的老年恒星不可能会演变成白矮星，它们最终将演化为密度比白矮星更大的天体——中子星或者黑洞。



5，行星状星云



     恒星死亡前的精彩亮相，死亡后漂亮的寿衣。



行星状星云的名字有误

    1798年英国天文学家赫歇尔用48cm望远镜发现天琴座环状星云。望远镜太差，看不清楚。只是看出一个边缘比较清晰的小圆面，和天王星比较像，因此就叫它为行星状星云。行星状星云和行星根本没有关系，由大望远镜观测的图象看，行星状星云和行星没有任何相象的地方。



行星状星云的观测特性

    比较暗，在星云中心大都有一颗温度高的恒星（白矮星）

        大多呈绕中心星对称的圆环状或圆盘状

              是气体星云，由中心星的紫外线激发发光

                    都在不断膨胀，速度约为10～50千米/秒

                         内部物质稀薄，边缘稠密

                              行星状星云红外辐射强，和红巨星类似



行星状星云复杂结构的形成

    红巨星的大气逃离速度10千米/秒，经过几百万年把红巨星的大部分大气带走，使中心星裸露出来。中心星是致密星－－白矮星，其星风速度很快，可达2000千米/秒。很快就赶上红巨星以前跑掉的物质。两种星风相互作用就形成行星状星云的气壳和复杂的结构。



6，白矮星的质量上限的争论



钱德拉塞卡提出白矮星的质量上限

   钱德拉塞卡白矮星理论是全新的理论，特别是他提出白矮星的质量上限的问题更是新颖。1934年他完成两篇白矮星的论文，提交给英国皇家天文学会。1935年1月学会召开了学术会议，让他介绍研究成果。其中最重要的是提出白矮星有质量上限。   



爱丁顿

    爱丁顿是那个时代最著名的天文学家之一，大权威。他利用日全食的机会成功地验证了广义相对论关于星光经过太阳附近产生偏折的预言，成为划时代意义的科学实验。他对恒星内部结构理论做出了巨大的贡献，成为这一理论的奠基人。



来自爱丁顿的批评

    在会上，爱丁顿完全否定他的“  白矮星有一个质量上限” 的报告。爱丁顿说，根本不存在什么相对论简并性，白矮星的质量上限是计算错误导致的。会议主席不给钱德拉塞卡答辩的机会，反而要求他感谢爱丁顿的批评。



爱丁顿再次批评

   同年7月，国际天文学会在巴黎召开代表大会，钱德拉塞卡和爱丁顿又见面了。会上，爱丁顿主动出击又一次激烈地批评钱德拉塞卡的白矮星理论。钱德拉塞卡仍然没有得到在会上申辩

的机会。



爱丁顿的观点

爱丁顿深信，他已经证明恒星无论其质量是多大，都可以达到某种稳定的状态。普通恒星的质量可大可小，而白矮星这种老年恒星的质量为什么就不能超过钱德拉塞卡极限呢？



钱德拉塞卡胜了

    1939年8月，国际天文学会在巴黎召开学术会议专门讨论白矮星和超新星问题。钱德拉塞卡终于获得机会在大会上报告，他公开指出爱丁顿理论的错误所在，赢得了许多人的支持。不少物理界著名学者都支持他。

钱德拉塞卡的白矮星理论得到了承认。



观测证实白矮星有质量上限   

  目前，已经发现白矮星一千多颗，它们的质量都没没有超过1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限。没有一个例外。它们的质量和半径关系完全遵从钱德拉塞卡推算出的理论曲线。



爱丁顿错了

他不理解钱德拉塞卡提出的白矮星质量上限的理论。原因是他刚刚发展起来的近代物理学的新原理麻木不仁。自己不理解，还要压制新生事物。



学者风度

    钱德拉塞卡并不记恨于爱丁顿。他们之间还建立了友好的关系，经常通信交流。在爱丁顿逝世时，他出席追悼会，发表了感情真挚的悼词。还出版一本题为《爱丁顿》的小册子，纪念爱丁顿百年诞辰。



全面的贡献

    钱德拉塞卡对天体物理学的贡献是全面的，在恒星内部结构理论方面，恒星和行星大气的辐射转移理论，星系动力学，等离子体天体物理学，宇宙磁流体力学和相对论天体物理学等方面都有重要贡献。各阶段的研究成果都总结成专着出版。前后有7部之多。从1989年到1991年，芝加哥大学出版社还专门为钱德拉塞卡出版了6卷本的《论文选》。
作者: 喵喵    时间: 2007-1-27 16:03
第七章 脉冲星和中子星

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1，中子星的预言

2，脉冲星的发现

3，小绿人和地外文明

4，脉冲星是高速自转的磁中子星

5，中子星的形成

6，休伊什获1974年诺贝尔奖

7，令人牵肠挂肚的引力波检测

8，射电脉冲双星的发现

9，引力辐射的验证

10，毫秒脉冲星的发现



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脉冲星是20世纪60年代天文学的四大发现之一。脉冲星的发现证实了中子星的存在。中子星具有和太阳相当的质量，但半径只有10千米。因此具有非常高的密度，成为一种典型的致密星。



    英国天文学家休伊什教授和他的研究生乔丝琳·贝尔女士一起发现了脉冲星，在宇宙中找到了物理学家和天文学家梦寐以求的中子星。休伊什因发现脉冲星并证认为中子星而荣获1974年的获得诺贝尔物理奖。美国天文学家泰勒和赫尔斯因发现射电脉冲双星及简介验证引力波的存在而荣获1993年诺贝尔物理学奖。



1，中子星的预言

中子的发现

直到1930年，物理学家还不知道原子核中有中子存在。

中子发现的意义远远超出原子物理学的范围，很快就向天体物理学提出挑战：在宇宙中有没有“完全由中子组成的恒星” ？

一个在物理学实验室中微观世界实验的进展，马上向宏观世界的恒星世界提出挑战。



中子星的预言

   1931年当物理学家朗道知道中子发现后，仅过了几个小时就提出中子星的概念。他指出，中子星非常小，非常致密，辐射非常微弱。

   1934年兹维基和巴德各自提出“中子星是大质量恒星演化到超新星爆发之后的产物。恒星坍缩后，在其核心形成中子星。”

   1939年中子星的内部结构理论：一个太阳质量，半径为10公里，密度达到 。



中子星在哪里呢？

天文学家处于“一问三不知”的窘境，一是不知道中子星的辐射主要在射电波段；二是不知道中子星的辐射是脉冲形式；三是不知道中子星自转得是如此之快。

这不是天文学家的过错，天文学研究的魅力所在，就是它常常出人意料。



中子星的光度特别小

   光度是和恒星的表面积成正比，天狼星伴星的光度比天狼星小1万倍，其表面积比天狼星小1万倍，半径约为7000千米。中子星的半径10千米，按照同样的道理，如果天狼星B是中子星，它的光度要比天狼星小多少倍？

答案是几十亿倍。



蟹状星云能源之谜

蟹状星云：射电、光学、X和γ射线辐射。把蟹状星云所有频率上的辐射加起来，相当于十万个太阳的辐射。

一团稀薄的气体，其能量来自何方？

光学观测发现蟹状星云在膨胀，每年大约0.2角秒左右，而且膨胀速度在加快。星云膨胀加速度的能量由谁来提供？

同步辐射：高能带电粒子在磁场中运动产生的辐射，高能电子来自何方？磁场是怎样形成的？



帕齐尼预言（1967年）

   蟹状星云中的一颗中子星，每秒自转多次，具有很强的磁场，提供蟹状星云所需的能量。



休伊什观测蟹状星云（1965年）

    他用行星际闪烁方法测出了蟹状星云中存在一个致密成分，其角径只有约0.2角秒，亮温度达到1014K。当时他就指出这个致密成分可能是1054年超新星爆发的遗留物。可惜，他并没有认识到这个致密源就是中子星。

   

2，脉冲星的发现

休伊什生平

  休伊什1924年5月11日出生，中学毕业后进了剑桥大学，一年之后，成为皇家飞机研究所的成员，不久调到电讯研究所。战争期间，他参与机载反雷达设备的研究，指导空军人员使用雷达干扰设备。

  1946年第二次世界大战结束后休伊什回到剑桥继续学习，1948年毕业后被推荐进入卡文迪什实验室工作。1952年获博士学位后，在卡文迪什实验室成为赖尔的助手。



什么是行星际闪烁？

  星星为什么向我们眨眼？地球大气对流层中空气密度的不规则变化和扰动对光波的影响。

    地球的电离层对无线电波的作用也会产生闪烁。太阳系行星际空间充满着由太阳风所带来的密度不均匀的等离子体，它们也会使射电波发生闪烁。



行星际闪烁的特点

    行星际介质对射电波所产生的闪烁现象是快速的，在秒的数量级。只有角径很小的射电源通过行星际空间才有闪烁现象。



类星体

  1963年，20世纪60年代四大发现之一。它们具有像恒星那样小的角径（小于1角秒），但不是恒星。有很大的红移，类星体是迄今为止天文学家所知道的距离最遥远、能量最大的天体。



剑桥大学的闪烁望远镜

1965年，剑桥大学射电天文台决定采用行星际闪烁技术大规模地确认类星体。研制专门用于行星际闪烁的大型射电望远镜。

足够大的天线面积：长470米宽45米宽的矩形天线阵，由16排，每排128个振子天线共2048个振子组成。

3.7米的波长： 闪烁比较强；望远镜造价低，制造容易。

时间分辨率达到0.1秒。

固定不动。



乔斯林·贝尔和脉冲星的发现

乔斯林·贝尔（Q.Bell）小姐是休伊什的博士生，年仅24岁。贝尔在英国格拉斯哥大学获物理学学士以后就想攻读天文学博士学位。她首选的是焦德尔班克天文台，可是由于工作人员把她的申请丢失，她才到了剑桥大学。



因“错”立功

   丢失贝尔申请书的帕尔默辩解说，“要不是我把她的申请信丢了，那脉冲星到现在还没有发现呢！”乔斯林·贝尔如果不是参与当时最高水平的行星际闪烁的观测研究的实践，也是无缘发现脉冲星的。

   

繁重的观测和资料处理任务

贝尔负责观测，每周重复巡视一次，每天记录纸有七八米。6个月的观测取得5.6千米的记录纸的原始资料。

区分闪烁源和干扰成为每天必做的工作。在观测程序上，每隔一周重复观测一次，这样才能把干扰识别出来。



贝尔发现不寻常“闪烁源”

    67年8月，贝尔注意到一个发生在深夜的“闪烁源”。夜晚太阳风很弱，强闪烁源是不会发生在夜晚的。

   在排除了人为干扰和确认这个信号遵守恒星时以后，休伊什认为可能是一颗来自太阳系之外的射电耀星。



确认是来自太阳系外的信号

    对这个信号的监测发现，它遵守恒星时，而不是太阳时。确认是来自太阳系外的信号。太阳日：太阳回到相对于地面同一位置便是一天，例如由今天中午至明天的中午。

恒星日：恒星返回天空同一位置为一恒星日。

   由于地球公转的关系，一年中约有365个太阳日，366个恒星日。一个太阳日比一个恒星日约长4分钟。

   确认发现脉冲星

   如果是来自太阳系外行星上的人为信号，这个脉冲信号中必然附加了行星轨道运动所产生的多普勒位移。他们经过一系列的实验，没有测出这种位移，从而否定了小绿人的看法。

   休伊什利用精确的时标，在改正地球轨道运动的影响之后，惊讶地发现脉冲周期可以精确到千万分之一秒。测出的周期是1.3372795秒。终于确认脉冲信号是来自一种新型的天体──脉冲星的辐射。当时取名为CP1919，CP为剑桥大学，1919是脉冲星的赤经。



贝尔再立功

    她又从过去多达5000米记录纸所记录下的资料中，又找到3个脉冲星。其中一颗名叫PSR0950＋08的脉冲周期仅0.25秒。

作为脉冲星的最先发现者，贝尔的功绩是不可磨灭的。



3，“小绿人”和地外文明



“小绿人”

   11月28日，贝尔成功地记录到这个信号的脉冲周期约为1.33秒。任何已知天体的辐射都不会是这样的短周期脉冲。休伊什提出可能是在太阳系外围绕恒星作轨道运动的行星上的“小绿人”发出的信号。

   10年后贝尔写道，“当时我不完全理解观测到的脉冲一定是人工的。我所不知道（但本来应该知道）的是，这样快速的变化是难从恒星、星系或当时知道的任何其它类型的天体获得的。”



贝尔女士说：

  “ 当我在搞一项新技术以取得博士学位，可一帮傻呼呼的小绿人却选择了我的天线和我

的频率来同我们通讯”



地外文明是严肃的科学问题

    地外文明是人们长期以来津津乐道的话题，大量的有关外星人的科幻电影和小说，把地外文明炒得沸沸扬扬。

   地球之外是否有生命？是一个严肃的科学问题、哲学问题，一个需要思考和探索的问题。



地外文明社会知多少？

   太阳系的地球是生命的摇篮，在宇宙空间有多少像太阳一样的单个恒星的行星系统？有多少像地球一样，有水，空气和适当的温度的行星？

   天文学家曾给出多个可能存在的文明社会的数学公式。阿西莫夫公式：

N=A×B×C×D×E×F×G×H×L×M

     N：可能存在的文明社会的数目

     A：银河系中的恒星数   A＝3×1011个

     B：拥有行星系统的恒星百分比

     C：和太阳差不多的恒星百分比

     D：适合生物生存条件的恒星的百分比

     E：有类似地球的行星的百分比

     L：可居住的天体中具有46亿年的历史

     M：文明社会的寿命

计算结果：

    银河系中拥有文明社会的数目为53万个，平均100万个恒星中不到 2个。



4，脉冲星是高速自转的磁中子星



1968年2月，《自然》论文：

脉冲星是一种极为奇异的天体射电源，它在太阳系之外，发射短暂而极有规律的无线电脉冲；它是某种密度非常大的星体，很可能就是中子星。

休伊什根据中子星径向振荡理论来解释辐射的脉冲性质却是不正确的。



证认发现中子星的两位功臣

帕齐尼在1967年脉冲星发现前的论文：“在蟹状星云中存在一个由中子组成的恒星，它每秒自转多次，有很强的磁场，它的磁偶极辐射不断地给蟹状星云提供能量”。

1968年托马斯·歌尔德（T. Gold）论文和帕齐尼的差不多，但是在脉冲星发现之后做的，对观测特征解释得更清楚一些。



脉冲星磁极冠模型

    综合他们的理论：

    中子星具有非常强的磁场，在磁极冠区，带电粒子在磁场中运动发出曲率辐射，形成一个方向性很强的辐射锥，就像灯塔发出的两束光一样。辐射锥的中心是磁轴。一般地，磁轴和中子星自转轴不重合，所以当辐射锥和中子星一起转动扫过地球上的射电望远镜时，我们就接收到一个脉冲。成为脉冲星磁极冠模型。





5，休伊什获1974年诺贝尔奖



休伊什获1974年诺贝尔奖

   休伊什由于和贝尔一起发现了脉冲星，并把它证认为30多年前物理学家预言的中子星，震惊了科学界，获得了1974年诺贝尔物理学奖的殊荣。休伊什教授获奖是当之无愧的。



为乔丝琳·贝尔说公道话

诺贝尔物理学奖只授予休伊什一人，而完全忽视了贝尔的贡献是不公正的。曼彻斯特和J.泰勒在专着“ 脉冲星”的第一页写道：

献给乔丝琳·贝尔博士，没有她有洞察力的、百折不挠的努力，我们现在可能无法分享到研究脉冲星的这份快乐。

    在1980年国际天文学会脉冲星会议上贝尔和休伊什同被誉为“  脉冲星发现者”。



6，中子星的形成

    中学基础知识：原子核，α衰变、β衰变、天然放射现象、同位素以及核能等。这些知识有助于我们理解中子星形成的机理。



中子化过程

β衰变：一个孤立的中子衰变为一个质子和一个电子及并发射一个****微子的过程。

逆β衰变：一个接近光速的电子和一个质子相碰便形成一个中子和一个中微子。

         
一个高能电子打入原子核，和其中的质子相碰，也产生逆β衰变反应。核反应后，核子数不变，少了一个质子，多了一个中子，同时发射一个中微子。这个元素变为另一种元素。



中子化过程条件

密度大于106克/厘米3的情况下，核外电子的能量大，可打进原子核，原子核中的中子数越来越多，质子数越来越少，形成了很多富中子核，这就是中子化过程。   



自由中子发射过程

α衰变是说一个原子核放出由两个质子和两个中子组成的氦核，原子核衰变为另一种元素的过程。这里的自由中子发射过程是放出中子。

逆β衰变过程使原子核中的中子数越来越多，质子数越来越少，当中子的能量大到一定程度时，就有可能跑出原子核。        

条件：密度达到或超过4 x1011克/厘米3。



原子核破裂形成中子流体

    当密度超过1014克/厘米3以后，原子核便完全离解，其中的质子和电子相碰变为中子，成为中子的海洋。但是中子星内还存在着很少量的质子和电子。



简并中子气

在中子星壳层以下的中子流体是简并的，由于密度奇高，致使中子填满了所有的能量状态，大部分中子处于很高的能态，形成了极其巨大的简并中子气压。

与简并电子性质类似，但中子流体的密度已超过1014克/厘米3，致使简并中子气所形成的压力远远超过简并电子气，成为可以抗衡引起星体坍缩的引力。



中子星的质量上限

坍缩后所形成的致密星的质量如果大于2个太阳质量时，中子气简并压力也无法抗衡引力，星体便只能一直收缩下去，形成黑洞。



极端物理条件实验室

      超高密：每立方厘米约有一亿吨重；超高温：几亿度以上；超强磁场：108～1014高斯; 超强辐射；1025～1035尔格/秒;   超流、超导；    超强引力；



7，令人牵肠挂肚的引力波检测

   爱因斯坦是20世纪最伟大的科学家，他的广义相对论原理被称之为20世纪理论物理学研究的巅峰。（1），光线在太阳引力场中的弯曲； （2），水星近日点的运动规律； （3），引力场中的光谱红移现象。 这三个预言都先后得到了证实。

    广义相对论预言引力辐射的存在：任何具有质量的物体作加速运动都应该产生引力辐射；在地球上不可能作引力辐射的实验：因为质量太小；科学家寄希望于探测来自宇宙空间的引力辐射。

    从未捕捉到过有关引力波的可靠信号。但是关于引力波的预言却经历半个世纪也没有得到实验的验证。



辐射引力波源：

  （1），超新星爆发、致密天体形成的突发事件引发的引力波，其特点是强度大、频带宽，但时间短暂。

  （2），各种双星、具有较大椭率的转动星可以发射引力波，引力波的频率稳定，但强度小；

  （3），无规背景辐射的引力波；



引力波探测器：

    引力波的作用是使物体发生扭曲和变形，因此所有引力波天线常常是一根棒，借助测量这个天线极小的扭曲和变形来确定是否接收到引力波。



8，射电脉冲双星的发现



J.泰勒

    在1967年发现脉冲星的时候，还是一位博士研究生。1968年获得博士学位后，和哈佛大学的同事合作，继贝尔发现4颗脉冲星之后发现第五颗射电脉冲星。他的名言：“ 有可能产生重大意义的研究，再困难也得试一试”。

    1973年J.泰勒教授提出新的巡天观测计划： 发现短周期、远距离的脉冲星。



赫尔斯

    1973年在麻省大学学习的赫尔斯是J.泰勒教授的研究生。他选择泰勒的脉冲星巡天课题作为博士论文。他认为，这个课题体现了射电天文学、物理学和电子计算机科学三个学科完美的结合。



新巡天采用新技术：

（1），世界上最大的Arecibo射电望远镜；

（2），采用消色散接收机

    在星际介质中不同频率的无线电波的传播速度不同，脉冲星发出的同一个脉冲到达射电望远镜时，高频和低频成分有时间差，导致接收到的脉冲变宽了，脉冲能量分散，脉冲轮廓变形，甚至会将脉冲平滑掉。

消色散的办法是把接收机总通频带分成许多窄带，每一个窄带的带宽小于可允许的带宽上限。然后经过补偿将各个通道的信号加起来。

（3），采用计算机纪录和处理资料



赫尔斯旗开得胜

    赫尔斯独自观测和处理资料，发现40颗新脉冲星，可以说取得了空前的好成果。这次巡天的成功率比以前的高出4倍。在当时脉冲星仅有100颗的情况下，一下子增加了40颗，对脉冲星的观测研究有巨大的促进。



赫尔斯发现“ 怪星”

    他说：“ 我们的巡天发现了40颗脉冲星，其中一颗调皮捣蛋，它的周期老变，弄得我寝食不安。”

    这颗脉冲星的周期仅0.059秒（PSR1913＋16）很怪癖，但时隔仅两天的观测，周期值的差别竟达27微秒之多。  赫尔斯以为是设备出了问题，或观测程序或处理方法有错。但怎么查也找不到毛病。周期测不准的原因是这颗脉冲星是在双星系统中。轨道周期很短，所以短期中对测量到脉冲星周期产生周期性影响。后来赫尔斯悟出了这个原因。测出了双星的轨道周期。



好运气！

    现在至少已发现50颗射电脉冲双星。其中只有5个双中子星系统。然而，第一个发现的就是双中子星系统。其轨道椭率很大，是用来检验引力辐射的最好的实验室。

    好运气只能属于在脉冲星巡天观测中辛勤耕耘并决心攀登科学高峰的人们。



9，引力辐射的验证

  

验证的困难

  第一个难点是，理论计算的轨道周期的变化非常微小，要求观测测量极端的精密。

  第二个难点是，为了发现轨道周期的变化必须要进行长期的观测。

  

奋斗20载，验证引力波

    这个特殊的脉冲双星系统的重要性在于它是双中子星系统，两颗子星间没有物质交流。它的轨道周期很短，仅7.75小时，两颗子星相距很近，轨道椭率很大，达到0.617。导致脉冲星具有非常高的轨道运动速度，可达光速的十分之一。根据广义相对论，可以计算出双中子星系统有很强的引力辐射。引力辐射将会导致双星系统轨道运动周期变短。如果我们能够测量出脉冲双星轨道周期的变化，便能间接地确认引力辐射的存在。

J.泰勒教授奋斗了近20年。用世界上最大的射电望远镜进行上千次的观测，观测值和理论预期值的误差仅为0.4％。终于证实了引力波的存在。



赫尔斯和泰勒获1993年诺贝尔物理学奖



10，毫秒脉冲星的发现

   1967年意外地发现脉冲星；1974年发现脉冲星双星系统；1982年发现的毫秒脉冲星PSR1937+214再一次轰动了全世界毫秒脉冲星的发现是天文学家有计划、有目标的观测研究结果。经历了好几年。

   1977年，一个名叫4C21.53的射电源引起人们的关注。经过几年的探索，确认它具有强偏振、幂律谱、致密等脉冲星所具有的特性。人们相信它就是一颗脉冲星。它处在1974年泰勒和赫尔斯用阿雷西博射电望远镜进行的高灵敏度巡天的天区中，然而并没有发现这个脉冲星。

   在那时，阿雷西博巡天以及其它巡天，对周期小于60毫秒的脉冲星是不敏感的。

   1982年，好几个国家的脉冲星研究小组对这个射电源进行反复的观测，脉冲星的发现者休伊什教授也进行了努力。目的是要测出到这个射电源辐射中的周期结构。但都无功而返，一无所获。



贝克教授和库尔卡尼博士

    他们坚信，这射电源就是脉冲星。他们定出周密的计划，采用世界上最大的射电望远镜，研制消色散能力很强的接收机，特别是使接收系统对非常短的周期灵敏。

    1982年 美国 Backer 教授和 Kulkani研究生发现毫秒脉冲星PSR1937+214 ，周期最短  只有1.6毫秒  自转每秒600次！ 又一次出人意料！



毫秒脉冲星是新的一类脉冲星

  毫秒脉冲星                 正常脉冲星

1.6-30毫秒（周期短）       33毫秒－8.5秒

108～1010（年龄老）         103～107

  108～1010 G（磁场弱）     1011～1013 G

毫秒脉冲星的贡献

    （1），新的一类脉冲星：再加速脉冲星；由Ｘ射线双星演化而来，建立射电脉冲星与Ｘ射线双星之间的演化关系；  有2/3以上的毫秒脉冲星是在球状星团中发现，双星的比例大：2/3是双星。

（2），只有毫秒脉冲星的行星系统才能被发现

发现毫秒脉冲星的行星系统：毫秒脉冲星PSR1257+12  （P=6.2ms）

       有两个行星：其一，公转周期66.6天，3.4个地球质量；

                   其二，公转周期为98.2天，2.8个地球质量；

    （3）毫秒脉冲星有可能成为新的时间标准：脉冲星标准钟

     毫秒脉冲星的周期特别稳定，脉冲星PSR1937+21五年中周期的随机起伏只有0.3微秒，长期稳定性好于原子钟，短期稳定性不如原子钟。

    平均脉冲星钟：由多颗毫秒脉冲星组成有可能成为有实用价值的标准钟。



本章要求：

1，名词解释：行星际闪烁； 类星体；

2，你相信外星人曾乘坐飞碟到地球拜访过吗？

3，贝尔博士为什么能发现脉冲星？（在她之前，已有几台射电望远镜纪录到脉冲星的信号）

4，脉冲星的主要特点是什么？

5，什么是引力波（或引力辐射）？

6，赫尔斯是怎样发现射电脉冲双星的？为什么射电脉冲双星的周期不够稳定？（对多普勒效应的理解）

7，   试叙述泰勒的主要贡献（获诺贝尔物理学奖）
作者: holdy    时间: 2007-1-30 22:28
连接地址已经失效了
作者: 喵喵    时间: 2007-1-31 09:42
我已经把内容贴在上面了
作者: holdy    时间: 2007-1-31 22:22
应该把邻接改为这一页上面呀，这样方便些
作者: 夜猫子    时间: 2007-2-1 22:58
标题: 回复 #29 holdy 的帖子
好主意，马上办！
作者: jquangang    时间: 2007-3-17 22:15
标题: 新人报道
我也是
新人来报到
请多关照啊
作者: aigoer    时间: 2007-4-23 21:01
谢谢！
作者: 可视天域    时间: 2007-8-3 14:51
不错不错！
作者: qbsrwyg    时间: 2007-9-25 15:21
谢谢分享！！！好喜欢！！！
作者: 99york    时间: 2007-11-12 13:56
新人报道，学习学习。
虽然年龄大了点，但最近对天文兴趣俞浓。
作者: 流年似水    时间: 2007-11-17 14:11
我也是新人，在天文上我愿用尽一生！我19岁
作者: 中子星    时间: 2007-12-4 13:14
多谢多谢!学习学习!!
作者: maxuanyu    时间: 2008-8-24 15:14
我也来给我留一分！！！！！！！



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