【南京大学】普通天文学（全88讲）
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课程：普通天文学
授课老师：李向东
第1节
研究特点:
基础:观测
物理条件极端复杂
距离极远、时标极长
第2节
星际物质:存在于星体之间各种物质的总称，既有实体，也有传播的波
星系星团的结构：星系群、星系团、超星系团
星系团：相互间有力学联系的，由星系、气体和大量的暗物质在引力的作用下聚集而形成的庞大的天体系统
哈勃定律：1929年，哈勃发现何外星系视向退行速度v与距离d成正比，即距离越远，视向速度越大，即v＝HO×d
逆行运动现象
托勒密：真实的运动，准确性，本能均匀，加个小圆圈
哥白尼：视运动，简洁
第3节
仙女座星系：300万（光年）
太阳：8分钟
辐射的基本知识
天体信息渠道：电磁辐射、宇宙线、中微子、引力波
宇宙线：来自于宇宙中的一种相当大能量的带电粒子流。
（粒子组成，起源不清，可能来自星系，受磁场影响）
中微子：轻子的一种，质量非常轻，不带电，是组成自然界的最基本的粒子之一
（非常小的粒子，不清楚性质，每时每刻都在，体会不到，与物质几乎不发生作用或发生很小的作用。太阳每时每刻都在发射中微子。重要来源，超新星爆发）
引力波：爱因斯坦的广义相对论预言的一种时空波动。（刚起步）
电磁辐射：以变化的电磁场传递能量，具有特定波长和强度的波（波动性）。电磁辐射由光子构成（粒子性）。
（右到左，射电，红外，可见光，紫外，x射线，伽马射线）除了射电，其他的都很难避免地球大气的干扰
v是频率
黑体：能吸收所有的外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。
黑体辐射：具有特定温度的黑体的热辐射。大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示。
辐射强度（b）
y：辐射强度，x：频率
气体云：60k（射点）
年轻的恒星：600k（红外）
太阳：6000 k左右（可见光）
新团：60000k（紫外）
同一天体的不同波段的辐射来自不同（温度）区域和物理过程。
光学：恒星的辐射
中红外、远红外：年老的恒星、尘埃
x射线：致密的天体
紫外：大质量恒星
射电：中性氢（大部分和恒星形成区域相联系的）
第4节
（测大小）
（测距离）
连续谱由无数条发射线组成的
太阳：连续谱加吸收线（太阳大气）
星云：主要是发射线
谱线的形成
当电子发生能态的变化或者跃迁的时候，就会产生或者说是吸收光子
吸收线：当一个产生连续辐射的天体经过气体云（冷的物质）后，观测到连续辐射的的背景上叠加了吸收线。大量的光子进入气体云后，会和原子发生相互作用。一般电子处于基态，当光子的能量恰好和电子跃迁到激发能量是相等时，光子会被原子吸收。
电子吸收光子后，跃迁到高能态不稳定，不能长时间保持，最后还是会把光子以相同频率释放出去，回到低能态，释放方向是随机的，
不同原子结构不一样，对应光谱性质也不同
基态到到其他激发态所跃迁所产生的/吸收波长是最短的，通常在紫外波段。第二个在光学
特征谱线：因为原子结构的性质不一样，它所具有的波长特征不同，谱线特征也不同。不同的元素，它的结构决定了他的谱线的波长（太阳大气成分就是通过这个得到了）
（太阳大气由恒星的内部产生出来的）
谱线的位移
如果谱线运动的发射源（光源），它的运动速度远远小于光速的话。谱线的位移量Δλ，它的固有量λo，视线方向上的投影Vr
问：c是什么？
产生方式：
①天体无规则运动：
谱线致宽：这段位移即使得谱线的中心频率发生变化，还会使得谱线的宽度也发生变化了。
由于能级的……，所以谱线本身就有一定的宽度，但宽度非常的窄。
谱线致宽源于粒子的运动，如果是热运动，可以估算它运动对应的温度或者热温度。
②整体的运动：磁场。转动，星系盘。
总结：对连续谱的形态，最强辐射波长，可以得到温度大小。谱线位置、强度，可以得到化学成分、元素组成。谱线致宽、谱线位移，反应了谱线的热运动速度（随机运动速度）、转动以及整体的运动速度……
第5节
天体距离的测定
三角视差法：利用三角法测量恒星的距离
已知基线B长度，角度p，三角函数可得
2200前，提出了日心说
太阳和月亮看起来一样。
因为太阳距离远远大于月地的距离，所以来自于太阳的光线可以认为是平行光。所以可以认为地球的影子和地球的大小是一样的。
日心说：太阳远远的大于地球，因此太阳是不可能绕着地球转动的，而是地球绕着太阳转动的。
夹角越大，精度越高。
周日视差：地球上最长的基线是地球的直径。
周年视差：利用地球公转的轨道来测定的，它是指地球轨道的半径对天体的张角
亚里士多德：如果说宇宙确实是太阳为中心的话（参考系是在变化的话），那么我们应该测量到恒星的视差。因为恒星会随着我们地球的运动而发生位置的变化。既然天体没有看到视差，没有测量出它的变化，那么必定地球是不动的，所以地球应该为中心。（我们没有办法测出视差）
得出的距离，单位：
（上面是a除以sinρ，因为ρ非常小，所以sinρ≈ρ，ρ的单位是以弧度表示的，这时ad的单位一样）
简化处理，把a取作1（au）。ρ弧度作为单位很不方便，角度非常小，通常用角秒来表示的。一个弧度＝206265个角秒。把206265个au整合成pc。
问：为啥sinρ≈ρ？
答： https://b23.tv/snEauka
最近的恒星，半人马座（0.76，1.3pc）
目前最小的、最近。
第二近的，巴纳德星（0.55，1.8pc）
由于在地面上观测，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″
三角测距法通常只适用于近距离（≦30－500pc）的恒星
第6节
VLBA技术：利用射电的干涉技术来测定天体的距离，使三角测距范围达10kpc！
如何判断远近？思特威。
①天体必须很亮（平方反比定律）
F（流量）L（总的光度）
②很大的自行（空间上明显的变化）
③如果是双星，双星每个成员间 间距必须相对比较大。
视向速度，多普勒位移测定
中子星：已知运动最快的恒星量级的天体
恒星大小测定
①直接法：极少的，近距离的，体积很大的恒星。通常利用哈勃的空间望远镜对一些恒星进行观测。
猎户座里的超巨星（深秋4），比地球轨道还大，半径大概是太阳的1000倍左右。
分析恒星从中心到表面，它的亮度变化，可以知道它大约的角半径。如果距离可以测定的话，又知道角半径，就可以测定线半径，就是真实的半径大小。
其他天体，光学干涉法（还非常有限）
掩食法：主要利用月掩法，有的时候利用已知的双星系统。
月掩法原理：在月球的运动轨道上，如果有一颗恒星，当月球慢慢地遮挡它的时候，我们测量这个恒星的亮度的变化，可以得到它的光变曲线。因为恒星本身的亮度是不变的，所以它的变化是由于月球遮挡效应造成的。我们已经精确的测定了月球的大小和运动速度，就可以通过它的遮挡所造成的光变的快慢以及光变的幅度，结合月球的运动状态，就可以知道这个恒星到底有多大了。
（能得到的恒星大小的数据很少）
②间接法
（上文提到过）
用太阳的半径、太阳的光度和太阳的温度把公式做了简化。我们对很多的物理量是以太阳的参量作为参考值来表示的。
温度T：维恩定律、特征谱线（上文提过）
光度L：间接的方法，观察近距离的天体，利用直接测定它的大小和距离，得到光度
问：怎么测定它的大小和距离？
烛光法：假设光度在距离上是一样的，测定温度，就可以得到半径的大小和距离。
太阳的数据：半径R、温度T、光度L
大量恒星的体积和我们的太阳是相当的，都在1～3个太阳直径或者太阳半径范围里。因为它是绝大多数恒星中很普通的一员，所以我们说太阳是一个典型的恒星。
恒星的特点：体积差别非常大，但质量差别不那么明显。
第7节
星等：衡量天体光亮度的量，反应恒星的光度和亮度的物理量。
光度L：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。
亮度F：在地球上单位时间、单位面积接收到的天体的辐射量。
决定视亮度的因素：天体的光度，距离，星际物质对辐射的吸收和散射。
（这里假设的天体辐射是各项同性的）
视星等的发明：
望远镜发明后，原来的星等系统不再适用了，伽利略加上了新的七等星。
望远镜口径越大，看到的恒星越暗淡，这时星等系统就得向前或后扩展。
新星等系统
他认为人的受到感觉的刺激，所做的反应，两者之间呈对数关系。人眼感受到的亮度变化与实际变化相差很大。
这里的F和m实际上在物理上是完全相同的含义，只不过在表达上面稍微右一些表达式和常用的亮度表达式有一些差别。因为星等的定义，亮度从小到大，星等随着亮度的降低而增加的，所以加了负号。由亮度之比，取对数，我们就得到新等差了。
Fo：一般用织女星作为0等星
由下到上：太阳，满月。除了太阳，天空中最明亮的恒星，天狼星，－1.5。肉眼极限6等星；哈勃望远镜，30～31等。
由于肉眼限制，所以反应的接收量不是所有的辐射量。所以，视等星通常是在某一波段范围内进行测量的。
温度不一样，辐射谱的形态就不同。那么在一个确定的波段，得到的星等值是不一样的。
在全波段测量得到的星等称为热星等
全波段测量很难做到，因为需要对整个波段同时进行观测
热改正：根据热星等的大小，去反推目视星等（照相星等、光电星等）的大小，期间相差的值就是热改正。热改正的量取决于天体的温度。
通过分析不同温度的天体，它在视星等所对应的这个波段里的辐射量和总的辐射量之间的关系，可以确定bc（热改正）的大小，然后把这个量应用到那些未知的热星中。
天体的颜色和温度是联系在一起的。
（位于黄光的波段）
（上图表示，滤光片的透过率，滤光片让特定的波长的光透过。ubv分别对应三个波段它的透光率的大小）
但在测光系统里面，ubv同时也代表天体的星等，常用作天体的星等出现的。图中，特定字母代表它们特定的波段它的星等值的大小。ubv也用来代表在三个不同波段的新等值。
红外观测对于小质量的天体的测量更有效
滤光片带宽（bandwidth）指的是滤光片的通光率，即通过一个滤光片的总光线量与通过所有滤光片的总光线量的比值。这个数值越大则说明其通光率越高。
宽带指滤光片的带宽相对比较大，对应能测的波长的宽度比较大的。
第8节
窄带测宽
滤光片的透光率，字母代表相对应的星等值
上面是宽带系统，下面是窄宽系统。第二列是带宽，第三列是有效波长/中心波长
（最长用的两种测光系统）
恒星的温度和颜色
猎户α、猎户β，猎户里面最亮的两颗星
色指数（color index）：在不同波段测量得到的星等之差，如U－B，B－V。亮度之比，其大小反映了天体的温度。（星等和亮度之间是对数关系）
天体的颜色和辐射谱的形状取决于表面温度的高低。
m表示星等
温度越高，B－V的值越小；随着温度的降低，B－V的值逐渐增大。
纵坐标是天体温度，横坐标是天体的色数值B－V。
U－B，B－V，适用与中小质量恒星和大质量恒星。
温度比较低的（原恒星系统），在这两个波段辐射很低，需要在红外波段去求他们色数值的大小。
视星等、光电星等、UBV测光系统，都是在观测者的角度来接受到的流量的大小，它依赖于距离。
绝对星等：它是恒星本身辐射效率决定的。
天体距离有远有近，无法统一测量，一一归类，所以我们人为的把它们都放到10pc里。
F10：10pc处的流量，Fd：实际距离处的流量。“-2”：平方反比定律L＝F×4πd²，亮度L相同。M绝对星等，m视星等
两边取一个对数㏒，再乘以-2.5倍，就是星等系统的定义了。
log(a) (M÷N)=log(a) M-log(a) N log(a) M^n=nlog(a) M （对数公式不懂的，可以自己百度）
不同的恒星，假设的距离都是10pc，由平方反比定律L（光度）＝F×4πd²，可得上诉公式。
用太阳的可观测量作为标定量，来求解其他的未知天体的绝对星等。
问：太阳绝对星等怎么求？
答：星等M与亮度F本质上表示的是同一个东西，星等只是将亮度重新切割了一下（因为人眼感觉原因，具体请看前面“星等系统”）。因为太阳亮度是可以得到的，所以星等可以由此得来。（个人解释）
追问：太阳亮度怎么得到的？
答：根据亮度的定义，可以直接观测得到
问：已知日地距离1au，如何估算太阳光度的大小？（不需要借助望远镜）
答：第9节
已知L、F，我们想要知道距离，我们就得知道L与F之比，换句话说，就是视星等m、绝对星等M之差，而这个差就是距离模数。
假设在真空的情况下，不考虑星际吸收。知道具体距离模数，天体距离就可以测定。
问：星际吸收会改变亮度，还是光度？
答：改变亮度。具体参考两者定义。
第9节
恒星的光谱和赫罗图
问：光度和温度有啥关系？
答：第四节，F＝αT^ 4，α是常数
①很多恒星连续谱不容易得到。
问：连续谱怎么得到？
②有很多天体的辐射并不是黑体辐射。
恒星光谱
问：为啥产生吸收线？
答：太阳的整体连续辐射来自内部，连续辐射穿越太阳大气时，产生了吸收线。吸收线的强度、位置取决于大气里的原子的多少和它的种类。
谱线的产生是由原子结构所决定的。
温度升高，原子间碰撞变得频繁了，有些电子可能从基态跃迁到第一激发态。温度越高，碰撞越剧烈，其跃迁程度也越高。
所以，温度决定了电子的能级分布，决定了特征谱线强度。
O型星，温度太高，碰撞过于频繁和剧烈了，所以，几乎电子都离开了原子核的束缚，变成电离状态了。在电离状态下，很少产生H的balmer线。在第一激发态的电子太少了，所以不可能产生跃迁，大量电子都离开了。
Harvard光谱分类（1890——1910）
其中两名伟大的女科学家：
根据恒星光谱中Balmer线的强弱，恒星的光谱首先被分成从A到P共16类。
Oh，Be A Fine Guy(Girl) Kiss Me！
（无O0、O1、O2）
第10节
（注意：反应的光谱型都是来自恒星大气的辐射和吸收，所以它反应了恒星表面的温度。）
赫罗图
x光谱型，y星等
x温度，y光度
x色指数，y绝对星等
主要分布特点：90%在斜带中，太阳也在带中。其上方，恒星体积比较庞大，称为巨星。其下方，非常暗淡。
（提示：一般以距离作为判据。）
x温度，y光度
主序带：赫罗图上位于对角买线的曲线，绝大部分的恒星都坐落在这个范围上。这个区域内的恒星被称为主序星或者矮星。
第11节
如果星团里的成员与地球的距离大概一样的话，也可以用视星等表示。
为什么大量恒星在主序带上？
（）
恒星的质量
