现代天文学与诺贝尔物理学奖讲授提纲四，恒星的一般特性
1，恒星视亮度和光度
2，恒星的颜色、光谱和温度
3，恒星距离及其测定
1，恒星视亮度和光度视星等公元前 2世纪古希腊希帕恰斯用肉眼估计了星的亮度按明暗程度分成 6个等级 (1－ 6)，
星的亮度越大，星等越小。
肉眼能见到的约有 6000颗恒星。
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等星视星等的科学性
1850年，普森发现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
普森公式,m=-2.5× lgE
m 为星等（分为 1至 6等）
E 恒星的亮度（观测者接收到的能量）
视星等越大恆星越暗如果两顆恆星的视星等相差 5等
mB - mA = 5
求出：恒星 B的亮度比 恒星 A
暗 100倍恒星视星等肉眼：可见 6等大型望远镜,25等空间望远镜,29等照相星等
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
绝对星等表征恒星辐射强度
视星等表征观测者接收到的能量视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lg r
M 绝对星等
m 视星等
r 距离
由 r 和 m 算出恒星的绝对星等 M
由 M 和 m 算出距离 r
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，光辉夺目它的目视星等达到 -26.7等绝对星等才只有＋ 4.83等恒星辐射到观测者的强度与距离的平方成反比恒星离我们越远越暗光度
光度和绝对星等都是指恒星的辐射适用于光学，红外、紫外、射电,Χ
及 γ 射线波段
光度单位：尔格 /秒
恒星之间的光度差别非常大超巨星的光度比太阳约强五万倍白矮星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
2，恒星的颜色、光谱和温度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。
给铁条加温
1,温度低,红色
2,温度中等：黄色
3,温度很高：白色黑体辐射：峰值波长由温度决定太阳观测曲线和 5800K的 黑体辐射谱的比较很一致，因此太阳表面的温度约为 6000度 K。
太阳光经过棱镜后被分为七色光，波长从 400nm---700nm(毫微米）
吸收线和发射线吸收线：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。
电离吸收线发射线能级和谱线 发射线、吸收线和电离连续光谱和发射线连续光谱和吸收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。
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。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。
观测到的谱线塞曼效应
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，因此可以测磁场
3，恒星的距离测定测量距离的重要性：
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、运动速度和发射电磁波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 1亿 5千万公里称为 1个,天文单位,
2，光年光 1年要走大约 10万亿公里
3，秒差距
1秒差距等于 3.26光年恒星距离
比邻星距离是 4光年多
牛郎星为 16光年
织女星是 25光年
北极星的距离 680光年
银河系中最远的恒星约 8万多光年
河外星系中的恒星几亿甚至几百亿光年北斗七星的距离（光年）
大熊 α 75 大熊 β 62
大熊 γ 75 大熊 δ 65
大熊 ε 62 大熊 δ 59
大熊 ε 108
怎样测量恒星的距离？
近处的恒星可以用三角测量法三角测量法的困难
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，
情况好转周年视差隔半年的两次观测观测同一颗星，其视位置会发生变化 AB,3亿公里
1角秒
1秒差距地球轨道太阳天文单位秒差距以一个天文单位为底边底角为 1角秒其直角边为一个秒差距
（ 1弧度为
206265角秒）
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）
织女星的视差为 (角秒 )
距离＝ 8.1秒差距
12.0
早期视差测量
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（未成功）
以证明地球围绕太阳运转
哥白尼之后经过了三百来年的努力，
1838年才测量出恒星的视差天鹅座 61的视差为它相当于从 12公里处看一个 1分硬币所成的张角
31.0
恒星距离越远，它的视差越小恒星越近，视差越大把恒星视差为 1角秒时恒星所对应的距离作为一种单位它名叫,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距离（秒差距）＝ l／视差（角）
织女星的视差为 角秒距离＝ 8.1秒差距。
12.0
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根本测量不出它们的视差要寻找新的方法！
001.0
造父变星测距法恒星不恒
恒星的相对位置几乎保持不变明亮程度也似乎不发生变化因而称它们为恒星
事实上，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，造父变星是特殊的一类造父变星
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周光关系
勒维特是美国一位两耳失聪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,
造父变星越亮变光周期越长造父变星的周光关系测出一批知道距离的造父变星得到变光周期和绝对星等造父变星测距法
测出造父变星的光变周期利用周光关系曲线造父变星的绝对星等
由关系式 M＝ m＋ 5－ 5 lg r，
算出造父变星的距离
可测定遥远的造父变星及其中含有造父变星的天体系统如星团、星系等的距离分光视差测距法
1902年，丹麦天文学家发现恒星光谱中电离锶谱线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分光视差归算曲线测定出未知距离的恒星的特征谱线强度比率后可求出绝对星等利用视星等、绝对星等和距离的关系式，
可以求出恒星的距离
1，恒星视亮度和光度
2，恒星的颜色、光谱和温度
3，恒星距离及其测定
1，恒星视亮度和光度视星等公元前 2世纪古希腊希帕恰斯用肉眼估计了星的亮度按明暗程度分成 6个等级 (1－ 6)，
星的亮度越大，星等越小。
肉眼能见到的约有 6000颗恒星。
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等星视星等的科学性
1850年，普森发现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
普森公式,m=-2.5× lgE
m 为星等（分为 1至 6等）
E 恒星的亮度（观测者接收到的能量）
视星等越大恆星越暗如果两顆恆星的视星等相差 5等
mB - mA = 5
求出：恒星 B的亮度比 恒星 A
暗 100倍恒星视星等肉眼：可见 6等大型望远镜,25等空间望远镜,29等照相星等
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
绝对星等表征恒星辐射强度
视星等表征观测者接收到的能量视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lg r
M 绝对星等
m 视星等
r 距离
由 r 和 m 算出恒星的绝对星等 M
由 M 和 m 算出距离 r
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，光辉夺目它的目视星等达到 -26.7等绝对星等才只有＋ 4.83等恒星辐射到观测者的强度与距离的平方成反比恒星离我们越远越暗光度
光度和绝对星等都是指恒星的辐射适用于光学，红外、紫外、射电,Χ
及 γ 射线波段
光度单位：尔格 /秒
恒星之间的光度差别非常大超巨星的光度比太阳约强五万倍白矮星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
2，恒星的颜色、光谱和温度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。
给铁条加温
1,温度低,红色
2,温度中等：黄色
3,温度很高：白色黑体辐射：峰值波长由温度决定太阳观测曲线和 5800K的 黑体辐射谱的比较很一致，因此太阳表面的温度约为 6000度 K。
太阳光经过棱镜后被分为七色光，波长从 400nm---700nm(毫微米）
吸收线和发射线吸收线：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。
电离吸收线发射线能级和谱线 发射线、吸收线和电离连续光谱和发射线连续光谱和吸收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。
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。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。
观测到的谱线塞曼效应
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，因此可以测磁场
3，恒星的距离测定测量距离的重要性：
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、运动速度和发射电磁波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 1亿 5千万公里称为 1个,天文单位,
2，光年光 1年要走大约 10万亿公里
3，秒差距
1秒差距等于 3.26光年恒星距离
比邻星距离是 4光年多
牛郎星为 16光年
织女星是 25光年
北极星的距离 680光年
银河系中最远的恒星约 8万多光年
河外星系中的恒星几亿甚至几百亿光年北斗七星的距离（光年）
大熊 α 75 大熊 β 62
大熊 γ 75 大熊 δ 65
大熊 ε 62 大熊 δ 59
大熊 ε 108
怎样测量恒星的距离？
近处的恒星可以用三角测量法三角测量法的困难
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，
情况好转周年视差隔半年的两次观测观测同一颗星，其视位置会发生变化 AB,3亿公里
1角秒
1秒差距地球轨道太阳天文单位秒差距以一个天文单位为底边底角为 1角秒其直角边为一个秒差距
（ 1弧度为
206265角秒）
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）
织女星的视差为 (角秒 )
距离＝ 8.1秒差距
12.0
早期视差测量
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（未成功）
以证明地球围绕太阳运转
哥白尼之后经过了三百来年的努力，
1838年才测量出恒星的视差天鹅座 61的视差为它相当于从 12公里处看一个 1分硬币所成的张角
31.0
恒星距离越远，它的视差越小恒星越近，视差越大把恒星视差为 1角秒时恒星所对应的距离作为一种单位它名叫,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距离（秒差距）＝ l／视差（角）
织女星的视差为 角秒距离＝ 8.1秒差距。
12.0
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根本测量不出它们的视差要寻找新的方法！
001.0
造父变星测距法恒星不恒
恒星的相对位置几乎保持不变明亮程度也似乎不发生变化因而称它们为恒星
事实上，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，造父变星是特殊的一类造父变星
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周光关系
勒维特是美国一位两耳失聪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,
造父变星越亮变光周期越长造父变星的周光关系测出一批知道距离的造父变星得到变光周期和绝对星等造父变星测距法
测出造父变星的光变周期利用周光关系曲线造父变星的绝对星等
由关系式 M＝ m＋ 5－ 5 lg r，
算出造父变星的距离
可测定遥远的造父变星及其中含有造父变星的天体系统如星团、星系等的距离分光视差测距法
1902年，丹麦天文学家发现恒星光谱中电离锶谱线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分光视差归算曲线测定出未知距离的恒星的特征谱线强度比率后可求出绝对星等利用视星等、绝对星等和距离的关系式，
可以求出恒星的距离
