星系天文学文字资料

星系天文学文字资料内容摘要：

的主要光谱特征如下： O 型：蓝 白色。 紫外连续谱强。 有电离氦 He＋ 、中性氦 He 和氢线 H；二次电离碳、氮、氧线较弱，代表性天体如猎户  （中名伐三）。 B 型：蓝 白色。 氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。 如大熊座 （摇光）。 A 型：白色，氢线极强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线，如天琴  （织女一）。 F 型：黄白色，氢线强，但比 A 型弱。 电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。 如仙后  （琅一）。 G 型：黄色，氢线变弱，金属线增强， 电离钙线很强很宽。 如太阳、天龙 （天 棓 三）。 K 型：橙色，氢线弱，金属线比 G 型中强得多。 如金牛  （毕宿五）。 M 型：红色，氢化钛（ Tio）分子带最为突出，金属线仍强，氢线很弱，如猎户 （参宿四）。 R 和 N 型：橙到红色。 光谱同 K 和 M 型相似，但增加了很强的碳（ C2）和氰（ CN）的分子带，又合称为碳星，记作 C，如双鱼座 19 号星。 S 型：红色。 光谱同 M 相似，但增加了强的氢化锆（ ZrO）分子带，且常带有氢发射线，如双子 R。 应该指出的是从现有的资料来看， 99%的恒星属于 B、 A、 F、 G、 K、 M 型，而 O、 R、 N、 S 型的恒星甚少。 由于历史的原因通常把 O、 B、 A 型称为早型，K、 M 型称为晚型，而 F、 G 型称为中型。 另外还有少数光谱不能归入上述序列。 二 . 光度级 哈佛系统是以温度为主要参量的一元分类法。 1940 年代美国天文学家摩根（ W. W. Man）和基南（ P. C. Keenar）提出了以温度和光度为参量的二元分类法 ,其中温度型沿用哈佛系统的符号，光度级分为 7 级，用罗马数字表示。 这 7级是 I－超巨星， II－亮巨星， III－正常巨星， IV－亚巨星， V 主序星（矮星），VI 亚矮星， VII－白矮星。 超巨星又可细分为： Ia－最亮的超巨星， Iab－亮超巨 14 星， Ib－亮度较低的超巨星。 在摩根－基南（ MK）系统中太阳的光谱型为 G2V。 现代常用的做法是在哈佛系统的光谱型记号的前、后加上一些符号，以把属于同一光谱型但有不同物理特性的恒星区分开来。 例如在光谱型记号之前加上小写字母 d、 g、 c 分别表示矮星、巨星和超巨星（称为威尔逊光度型系统，这时太阳为 dG2），在光谱型记号后加上小写字母 p 表示光谱特殊的恒星， e 表示光谱中有发射线， s 表示谱线又窄又锐， n 表示谱线又宽又漫，以及 v 表示有变化的光谱等。 如 Be 表示 B 型发射星。 恒星的光谱分析在天体物理学中占有最重要的地位，可以用来确定恒星的温度、大小、质量、密度、视向速度、自转、距离及化学组成。 可以说迄今关于恒星性质的知识绝大部分都来自对恒星光谱的分析。 光谱分类实质上是对恒星物理特性的估计，如果一颗星的光谱能排入光谱型序列，那么我们马上可以推知它的一般物理特性而不必对光谱作详细的测量。 167。 1 5 色指数和色余 同一天体在任意两个波段内的星等差（短波段星等减长波段星等）称为色指数。 不同恒星表现出有很不相同的颜色，这是由于恒星在不同光学波段有着不同的辐射强度而引起的， 因而恒星的颜色就同色指数和色温度密切相关。 色温度又称分光光度温度，是表征天体在某一波段的连续谱能量分布的物理量。 如在某一波段中天体连续谱的能量分布与温度为 Tc 的绝对黑体辐射谱相近，则定义 Tc 为该天体在这一波段的色温度。 如已知天体在 UBV 系统中的色指数 (B－ V)，则该天体在 4500～ 5500 197。 波段的色温度可由下式算出 )( 7900 VBTc 最常用的色指数是照相星等与目视星等之差 vp mm  ，宽波段 UBV 三色测光系统则得出两个独立的色指数 U－ B 和 B－ V。 在现代天体物理工作中还用到其他一些形式的色指数，如 V－ R 等。 当色指数 B－ V 是一个较大的正值时，说明光谱的蓝 光段光度与目视光度相比显得比较弱，恒星是红色的（如猎户  的 B－ V＝＋ ）。 相反，蓝 星的 B－ V 就是负的，如仙王  的 B－ V＝－。 B－ V 的数值决定了表面温度的大小，对应关系如表 13 所示。 给定光谱型恒星所固有的色指数称为正常色，或内禀色指数。 正常色可以通过对近距星的测量求得，因为对这些恒星在目前观测精度内星际消光的影响可以 15 表 13 与色指数 B－ V 相应的恒星表面温度 B－ V 表面温度（ K） 18800 10800 8190 6820 5920 5200 4530 3920 3480 忽略不计。 前面我们知道没有星际消光影响时， A0 型星的 B 星等与 V 星等是相同的，所以对近距 A0 型星就有 C＝ B－ V＝ 0。 由于 星际空间消光物质的存在（它们在银道面附近密度最高，随银纬 b 的增高渐而稀少），星光通过星际空间时就会变红，称为星际红化。 这是因为星际消光物质对星光的散射与波长有关，长波的散射小，短波的散射大，这种选择散射效应便得地球上观测到的颜色比没有散射时来得红。 如果以 A 表示消光量，则在 UBV 测光系统中对大部分天区来说存在关系： ) VBV AAA  （ (112) )()/()(  VBVBBU AAAAAA (113) 正因为星际消光的量与波长有关，因而观测得到的色指数与正常色指数不同。 两者之差称为色余，用 E 表示。 显然对于不同的色指数就有不同的色余。 例如对 U－ B 和 B－ V 系统来说，如以 0)( BU 和 0)( VB 表示内禀色指数， 以)( BU 和 )( VB 表示观测色指数， 则相应的色余为：  00)()( )()( VBVBE BUBUEVBBU (114) 通常情况下由于星际红化的关系，使天体显得偏红，色余为正，称为正色余。 这时色余与光线穿过的距离成正比。 星周有尘埃色层以及红移过大时也会出现正色余。 对于一些非热 辐射的天体，以及反射星云等，由于各自的原因色余为负，天体显得过蓝 ，这种现象称为紫外色余。 16 显然，利用色余就可以确定星际物质对恒星的总消光量，比较式 (112)和式(114)的第二式，可以得到 VBV EA  (115) 如果我们由观测得到 (B－ V)，通 过其他途径（物理办法）知道 0)( VB－ ，于是就可得出 VBE ，再利用式 (515)，消光 Av 也就知道了。 167。 1 6 质光关系 恒星质量和内禀光度（绝对星等）之间所存在的重要关系，称为质光关系。 这说明恒星内部物质的含量和内部所产生的能量之间存在某种联系。 恒星质量是恒星最重要的物理参量之一，也是恒星结构和演化的决定因素。 然而确定恒星质量极为困难，目前可靠地确定恒星质量只能通过双星轨道运动的观测和有关计算，然而质光星系则开辟了另一条途径。 绝大多数恒星光度在 410 L⊙ ～ 410 L⊙ 之间，少数亮星 )(8 5⊙LLM mv  ,以及也有比 )102(19 6 ⊙LLM mv  光度更弱的恒星，所以恒星光度大小范围可达1011 量级。 1920 年代，爱丁顿开创了关于恒星结构的研究，更从理论上导出了以下质光关系 kL (116) 这儿  为恒星质量（以区别于视星等 m）， k 为一常数，这个关系一方面为确定恒星质量提供了一条重要途径，也为研究恒星内部结构及各种理论模型提出了一个判据。 观测资料表明， 90％的主序星都遵循相当确定的质光关系 )6( )6( mbmbMM MM    bM 为恒星的绝对热星等。 实际上热光度（绝对热星等）的测定是很困难的，因为必须观测天体的全部电磁电波才能得出热光度 bL ，而这往往不可能做到。 一条途 径是对天体的能谱分布作一定的假设，然后从某些观测波段的流量以推算 bL ，不过其结果很可能有较大的误差。 17 观测资料又表明 恒星的半径与它的光度（即与质量）之间有一定的关系，称为质径关系 (massradius relation)，又考虑到斯忒藩－玻耳兹曼公式 42 4 eb TRL  （ Lb－热光度， R－半径， Te－有效温度，  为斯－玻常数），故又有质量和温度间的关系，称为质温关系 (masstemperature relatrom)。 HR 图 上不同光度型（星序）的恒星有不同统计性质的质光关系，表 15 中给出了 I（超巨星）、 III（巨星）、 V（矮星）三种光度级 的 不同 光谱型（温度）恒星的 质量－半径－光度 关系。 表 15 恒星的质量－半径－光度关系 167。 1 7 视差、自行和视向速度 一 . 视差 从两个不同位置观测同一目标两视线方向的差异称为视差，天文学上称天体（恒星）对地球公转轨道半径的张角为周年视差，简称视差。 显然，天体离太阳越远，视差越小，如果设法测出天体的视差 ，就可以求得天体的距离 r。 如 以 18 角秒为单位，距 离以秒差距为单位，则可以有简单关系（因为恒星很远）： r1 ＝ (117) 正因为有上述简单关系，天文学上往往把视差看作是距离的同义语。 太阳系范围内常用距离单位为 AU，太阳系附近区域用光年或秒差距，银河系天文学中常用kpc，而宇宙大尺度结构则用 Mpc 为单位。 在天文学上，天体距离（视差）测定有着极其重要的物理意义，它涉及到许多天体物理绝对量的确定，如质量、内禀光度、线尺度、线速度、流量等等。 但天体距离因其遥远 而难以精确测定，以至相对精度 20%就可以了。 利用地球公转测量恒星距离的范围最远约为几百 pc，这种用几何（三角关系）办法测得的视差称为三角视差。 更远距离的天体三角视差办法不再有效，需用其他办法，如光度视差、速度视差、统计视差等等，鉴于它们的重要性，我们将在第二章作较详细的介绍。 二 . 自行和视向速度 为了观察天体的空间运动 V，可以把 V 分解为沿视线方向和与视线正交方向两个分量，前者称为视向速度 Vr，后者为切向速度 TV ， TV 可进 一步分解为沿恒星所在处的赤经、赤纬分量 ),(  VV。 设恒星距离为 r，令 rVT  ，  称为恒星自行，其两个分量为 )( ) ,c o s(   VVVV Tr ，、通常以 km/s 为单位，而ms/yr ),( 以  或 mas/yr 为单位。 恒星的视空间运动由两部分组成，其一是太阳运动引起的恒星相对运动，第二是恒星本身的运动，称为本动。 尽管恒星本动速度可达每秒几十公里甚至更高，但由于距离十分遥远 ，反映出恒星在天球表面的视运动（自行）通常是个小量。 以目前已知自行最大的巴纳德星来说， yr/ ||  ，至于遥远的河外星系，自行就更小了，甚至可以认为自行为零，从而构成天文学上很有用的静止 (惯性 )参考系。 视向速度是天体沿观测者视线方向的运动。 Vr 可以利用光谱线的多普勒效应来加以测定。 设在天体处静止参考系中发射的光子频率为 0 ，观测到的频率为： 0)1(   (118) 19 式中  212 )1(/ cVc (119) c 为光速，当 1 1 ＝，时，  cVc，式 (118)简化为： 0)1(   (120) 或 00   (121) 由于波长  /c ，由 式 (121)可导出 00  cV r (122) 当天体远离我们的运动时， 为正，谱线向红端移动；反之，当天体趋近我们运动时， 为负，谱线向蓝 端移动。 通常定义天体红移 z 为： 0/z (123) 测量若干条天体光谱线的波长并与地面实验室中相应的静止波长相比，就可以确定红移 z，并经改正地球公转速度（～ 30km/s）和自转速度（赤道处～ km/s）后归算到日心视向速度。 Vr 可以很精确， 1km/s 已不难做到。 事实上 Vr 的测定精度与目标天体的视亮度（视星等）有关，天体越亮，越可以获。