《太阳与恒星》PPT课件.ppt

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1、天文学导论（III）恒星世界,第7讲：太阳与恒星的基本特征第8讲：星际介质与恒星形成第9讲：小质量恒星（双星）演化（行星状 星云，白矮星，Ia 型超新星）第10讲：大质量恒星演化（II 型超新星,中子星与黑洞）,天文学导论,第7讲太阳与恒星,To man,that was in thevening made,Stars gave the first delight;Admiring,in the gloomy shade,Those little drops of light.Edmund Waller(1606-1687),本讲内容,太阳太阳基本情况太阳结构剖析太阳能源机制太阳活动性太阳稳定

2、性和变化恒星测量恒星：距离、亮度、化学成分、温度和大小恒星的光谱分类赫-罗图双星和恒星质量的测定变星星团,太阳,对地球人来说，太阳无疑是天上最重要的天体：几乎所有生物的能量来源，照亮和温暖我们对天文学家来说，在茫茫宇宙之中，太阳只不过是一颗再普通不过的恒星，仅仅离我们最近可供详细研究而已！,It is stern work,it is perilous work to thrust your hand in the sunAnd pull out a spark of immortal flame to warm the hearts of men.-Joyce Kilmer(1886-191

3、8),1。太阳基本情况,太阳是靠自身引力而束缚在一起的一个气态球，主要成分为氢。太阳核心的温度和压力异常大，使得氢聚变为氦（热核聚变），释放出巨大能量,光学波段的太阳和一些太阳黑子,太阳基本数据,日地距离：1 AU=1.5 x 108 km=8.3 light-minutes(地月距离=1.3 light-sec)太阳直径：DSun=1.4 x 106 km=5 lt-sec=109 x 地球直径，体积=130万倍地球太阳质量：MSun=2 x 1030 kg=3.3 x 105 MEarthDensity:Average=1.4 g cm-3;Central=150 g cm-3;Photo

4、sphere(光球层)=3.5 x 10-7 g cm-3,太阳化学成分,Composition(by mass):72%Hydrogen,26%Helium,2%all other elements.Composition(by 粒子数):90%氢10%氦等离子态,太阳温度,中心:1.5 x 107 K光球层:5800 K日冕Corona:106-107 K（太阳黑子Sunspots:4800 K）,The temperature above the Suns photosphere rises rapidly to more than a million degrees in the Co

5、rona.Still cannot completely explain why the temperature of the chromosphere(色球层)and corona can be higher than the photosphere.,太阳的较差自转 differential rotation,太阳不是固体，太阳表面的自转速度在不同地方是不同的，赤道附近转得最快，两极最慢太阳黑子和不少太阳活动都是由较差自转造成的等离子体+自转 磁场,ENERGY AND POWER,太阳辐射巨大的能量，主要在光学和红外波段The power(luminosity)is about 4 x

6、1026 Watts 太 阳表面每平方厘米辐射功率为一个6500 Watt lamp.地球俘获的太阳能量小于太阳光度的10-9倍Yet,the power of sunlight that illuminates a patch of desert 100 km x 100 km is no smaller than the total power consumption of US per year,2。太阳结构剖析,Infer the properties of the Suns interior from a theoretical principle called hydrostati

7、c equilibrium 流体静力学平衡:heat pressure must balance gravity the Suns core has a temperature of about 16 million K.,2.1 太阳核心,至20%半径处，密度最大，50%太阳总质量温度高达1500万摄氏度等离子（气）态：离子自由游荡太阳的引擎：通过氢聚变为氦的热核反应，释放出巨大能量,The heat of the Suns interior takes thousands of years to reach its surface(photosphere).It leaks out by

8、a combination of radiative diffusion and convection.,2.2 辐射区 Radiative zone,至太阳半径70%处，能量以辐射形式向外传播的区域太阳核心产生的是伽马射线gamma-rays光子，如何抵达太阳表面？在辐射区内，光子走不足一厘米后，便会被其它物质（主要电子和原子核）吸收。这些物质会把吸收的能量以多光子的形式释放出来，这些以随机方向发射的光子比原来的光子有更长的波长，亦即能量更低。这种能量传播方式称为辐射转移（Radiative Transport）（光子数增多，而光子能量降低）。需时170000年,2.3 对流区 Convec

9、tive zone,辐射以对流形式向外传播的地方，至半径99%处（即太阳的外层）离核心越远，气体温度越低（约200万摄氏度），开始变得不透明，光子很容易被吸收，辐射转移的效率因而很低，因此在太阳最外层，对流取代了辐射成为传播能量至太阳表面更重要的方式。需时大约1星期一个在核心内产生的光子，需数千万年才能以数千个低能量、主要是可见光的光子的形式到达太阳表面（光球层）,2.4 光球 Photosphere：“发光的球体”,对流区的上部是光球层，即我们每天所看到的太阳，是太阳“大气”中非常薄的一层，厚度仅500千米，气体密度为地球大气的10%我们之所以看到光球层，是因为它的气体密度正合适。在它之下的

10、气体密度太大，光线不能直接通过；在它之上的气体密度则足够稀薄，能让光球层发出的光线顺利通过，8.3分钟到达地球所以，光球层界定了肉眼（光学）可见的太阳的“表面”，其温度约为5800K,(日面)米粒组织 Granulation,光球层之下是温度更高的对流层，其气体会上升，当这些炽热气体把能量释放后，便会变冷变暗，然后沉降回光球层之下，这种对流运动产生了称为米粒组织的太阳表面特征光球层上可见对流单元的overturning motion。,通过望远镜可看到太阳表面上有很多由较暗区域所环绕的光斑，即所谓的米粒每一个米粒约能持续20分钟，大小约为地球的1/10,2.5 色球层 Chromosphere

11、,光球层之上的气体是一层约2000公里厚的色球层，温度更高，特征温度为105K色球层比光球层暗得多，所以通常只能在日全食时才能看见它色球层并非球形，而且有很多称为针状体的细小突起,2.6 日冕 Corona,日冕是太阳大气的最外层，和色球层一样也通常只能在日全食时才能看见日冕密度非常低，但可延伸至太阳半径的10倍之远，温度更高达106K 日冕仪,Ultraviolet and X-ray images:very detailed information about the distribution of temperature and density in the solar corona.,

12、Time-lapse(27 days)movie of X-ray emission from the Suns corona(from Japanese Yohkoh).,UV image from SOHO,日冕和色球层的温度为什么可以比光球层高得多，仍是一个未解之密对流和磁场？The convection and magnetic fields heats the gas above the Suns photosphere to temperatures of millions of degrees.,3。太阳的能量产生机制,太阳的能源曾被长期揣测过引力能热核聚变,Lord Kelvi

13、n 开尔文(1824-1907)：热力学，计算太阳核心的温度，现代绝对温标则以开尔文命名，K,Sir Arthur S.Eddington 爱丁顿(1882-1944)首先提出太阳的能源是热核聚变-氢聚变为氦,3.1 Kelvin-Helmholtz 收缩假说,19世纪末，Kelvin and Helmholtz 提出太阳的能源来自引力能 引力能 热能 通过辐射转移和对流到太阳表面 内部气体压力小于引力 太阳收缩 增加内部气体的压力 收缩使气体更热 辐射 导致太阳连续收缩 当太阳由于辐射而损失热能时，太阳内部实际上变得更热（支持由于收缩而产生的更大引力）太阳完全塌缩（即寿命）仅有2000万年！

14、At the beginning of the 20th C,accepted theory.,3.2 热核聚变 Thermonuclear Fusion,爱丁顿意识到收缩假设肯定是错误的，因为证据表明太阳已经持续数十亿年这个理论与证据的抵触是科学危机 scientific crisis 的一个例子F.W.Aston:一个氦原子的质量比4个氢原子的质量和稍小Eddington:如果4个氢原子能够转变为一个氦原子，那么丢失的质量就有可能转化为能量,综合两个新线索：Einsteins theory of relativity,E=mc2Very accurate measurements of t

15、he masses of atomsEddington 推论出，如果太阳核心氢聚变为氦，则太阳可持续数十亿年Eddington 在1920年发表此论文时，还没有人真正知道这种反应的机理30年后，Hans Bethe（贝特）解决了太阳燃烧的严格反应链 1967年诺贝尔物理学奖,质子链 Proton-proton chain,在太阳核心，氢转变为氦实际上要经过一连串的核反应，称之为质子-质子（p-p）链,核聚变的极端条件,目前仍无法在地球的实验室内稳定地制造出所需条件Note:the hydrogen bomb is different!（锂与氘和氚间的聚变）核聚变需要高温：氢原子核（质子 1H）

16、能有足够的能量克服原子核（质子）之间库仑排斥力核聚变需要极高的密度来增加粒子间的碰撞机会因此核聚变只能在温度高达107K 的太阳核心发生,热核反应的效率,p-p链的总结果是4个氢核融合为一个氦核，以发射伽马射线光子和其它粒子的形式释放出大量能量4 1H 4He+光 子+其 它 粒 子 一个氦核的质量比4个氢核的质量和大约小0.7%热核反应的效率 0.7%,3.3 太阳中微子 Solar Neutrinos,p-p 链产生的其中一种粒子是电子中微子，零质量不带电大约5%的太阳能量是以中微子的形式释放出去（其它95%以辐射形式）中微子是亚原子粒子，几乎不与物质作用 1015 neutrinos p

17、ass through your body per second,without disturbing a single atom!Very difficult to detect neutrinos,Neutrino Detectors,image of neutrinos from the Sun taken by SuperKamiokande.,SuperKamiokande in Japan.40X40m in water tank.11,000 phototubes.Neutrinos from the Sun interact with atoms,causing flashes

18、 of light that can detected by the phototubes lining the tank.,太阳中微子失踪之谜？,观测到的太阳中微子流量只是理论最初预言的大约1/3。很长一段时期认为是有关太阳内部结构的理论可能错了但是，通过测量太阳光球层的振荡 推断太阳内部的温度的精度为千分之几 太阳内部结构的理论是可行的现在有证据表明大约2/3的电子中微子转变为其它形式的中微子而没有被实验探测到So the problem wasnt with our theory of the Sun,it was with our ideas about how neutrinos b

19、ehave,4。太阳活动 Solar Activity,太阳活动和太阳的磁场有关磁场产生可见的结构太阳活动影响地球,4.1 太阳黑子 Sunspots,太阳黑子是太阳光球层上的小的黑暗区域，温度只有约4200K 由于相对来说比光球层其它地方“冷”，产生的光也较少，所以看起来较暗,太阳黑子的大小,足以和地球匹敌，且常以整群出现,A sunspot about the size of the Earth and the convective cells at the Suns photosphere,太阳黑子数的11年周期,黑子生命短暂，持续数小时或长达数月太阳黑子的数目变化有一个11年的周期Ma

20、ximum:last 1991,2003Maunder minimum 蒙德极小期(1645 1715),太阳黑子分布的蝴蝶图,在周期开始，黑子大都出现在纬度较高的地方，接着太阳黑子数目不断增多，并向赤道靠拢黑子位置与时间的关系图即为著名的“蝴蝶图”butterfly diagram,Tends to move from about+/-30o at solar maximum toward the equator at solar minimum,太阳黑子的磁场,光谱分析(Zeeman effect)表明太阳黑子的磁场相当强，比太阳平均磁场强上千倍黑子经常成对出现，每对极性相反，若一个为磁北

21、，另一个必为磁南。因此每对黑子皆有磁力线相连，而且南北半球黑子极性相反,太阳黑子的成因,太阳黑子是太阳磁场活动、自转以及对流等因素联合造成的结果太阳磁场的磁力线随着太阳自转而扭曲变形。黑子区域是畸变最大处，磁场增强。强大的磁场牵制着光球层上的气体，并阻止了下层较炽热的气体上升至黑子区域，结果黑子比太阳表面其它地方的温度较低黑子的数目和地球的气候有微妙的关系。研究表明在地球的上一次冰河期时，太阳黑子的数目异常地少,4.2 太阳日珥 Prominences,日珥是色球层内被太阳磁场困着的表面气体的爆发而产生的庞大气流，比周围气体更浓密，出现在磁拱中。持续几小时日珥是巨大的拱形状的气体云，可上窜至太

22、阳光球层以上相当于数个地球直径的太阳大气层的色球层。,4.3 太阳耀斑 Solar flares,太阳耀斑是更猛烈的突然爆发现象：放射出强大的X射线、紫外线、可见光和太阳风加热色球层和日冕内的气体到几亿度日珥和耀斑都明显和太阳的磁场和黑子有关，但其形成机制仍有待进一步研究,4.4 太阳风 Solar Wind,太阳风主要是飞离太阳的质子和电子。日冕是太阳风的源头。日冕在光球层上的几个太阳半径处转变为太阳风，飞越太阳系，速度400-500 km/s，太阳风经过大约四天即可抵达地球一个典型太阳耀斑爆发出来的带电粒子云的速度可达70%光速。导致大规模日冕物质抛射，喷发以太阳风的形式一两天即可抵达地球

23、SOHO optical coronagraph Movie,4.5 空间气候 Space Weather,与光球层的辐射能量相比，日冕和太阳风的喷发能量很小，大约10-5倍，但对地球的气候有显著的影响当太阳风强劲时，在地球（或其它行星）两极有可能看到极光影响甚至严重破坏地球上的无线电通讯以及空间探测器太阳日冕和太阳风的活动程度和黑子数目相关2002-2003 solar maximum:plenty of flares,coronal mass ejections,and auroras(even seen in Texas!)地面和空间仪器日常监测太阳活动以及行星际空间气候,5。太阳的稳定

24、和变化,恒星形成初期，引力是演化的主导力量，使恒星不断收缩随着恒星不断收缩，核心气体的温度和密度不断上升，直至点燃热核反应，所产生的能量造成两种向外的压力，对抗向内的引力最后向内的引力和向外的压力会达到平衡，让恒星可以长时间保持稳定（数百万年至数百亿年）,流体静力学平衡 Hydrostatic Equilibrium,变化中的太阳,46亿岁（年）的太阳已步入壮年期自转变慢（由于太阳风）金牛T型星阶段：8天或更短目前：26天（赤道）核心氢的37%已被消耗并转变为氦。太阳核心不断收缩而变得更热，导致更高的产能率，从而使得太阳（外层）缓慢膨胀且变得更亮尺度增大了10%光度增强了30-40%,太阳振荡

25、 Solar Oscillation,1960年，美国天文学家莱顿通过强力分光仪发现太阳表面一个个小区域大约5分钟的振荡。随后又发现更多周期的振荡（如160分钟的长周期振荡）日震学Helioseismology：利用（谱线）多普勒效应通过观测太阳光球层的振荡来研究太阳内部结构地震学,自转+振荡：dark=toward us light=away from us,日振波,太阳表面振荡源于太阳内部压力、引力和磁力声波、引力波和磁流体力学波？振动频率依赖于太阳内部结构，与温度、密度和化学成分等因素相关获得太阳内部信息：中微子日振波,One particular mode of solar oscil

26、lation.The blue patches are rising while the red patches are descending,GONG 和 SOHO,the Global Oscillations Network Group,GONGthe Solar and Heliospheric Observatory,SOHO测定太阳内部的声速精度高于0.1%,证明太阳内部的温度和成分的理论模型是正确的 排除太阳内部自转比外部快的可能性 SOHO发现rivers flowing beneath the surface.,恒星,对大众来说，恒星只不过是夜空中闪烁不定的小光点。肉眼可看见

27、大约5000颗恒星，望远镜则。对天文学家来说，恒星是一团被自身引力束缚的气体，而其质量大至足以在其核心产生热核反应太阳是恒星而木星则不是,1。测定恒星基本特征,最强大的望远镜所看到的恒星也不过是夜空中的一个小光点而已通过分析所观测到的辐射和运动，能够建立恒星物理特征的详细图像太阳的形成、演化及归宿,1.1 距离的测量,距离的量度是最基本但也是极困难的工作量度一个恒星（星系）的角大小很容易，但要知道其真实大小，就要知道它到我们的距离地球绕太阳公转，相对于遥远背景恒星，较近恒星的位置由于我们观看位置的改变而出现视位置的改变，通常用相隔半年时间（地球轨道的相对两侧）的恒星位置改变的角大小的一半来表示

28、，称为恒星的视差,恒星视差 Stellar parallax,Apparent motion of a nearby star due to the Earths motion.The blinking image on the bottom alternates the images on the top and middle of the same star field,taken six months apart.,1 parsecs(pc)秒差距=3.26 光年,已知地球到太阳平均距离为1AU，三角法给出 d=1/p，d为恒星的距离；p为恒星视差(以角秒 arcsecond 表示)p=

29、1角秒所对应的距离定义为1秒差距 parsec(pc)1pc=3.26光年=3.08 x 1016 米 The nearest star a Cen(半人马座),with p=0.753,has a distance d=1/(0.753)=1.33 parsecs,or(1.33 x 3.26)=4.3 light yearsThe father away a star,the smaller its parallax邻近（约200光年以内）恒星的距离由恒星视差来量度,恒星的自行 Proper motion,恒星视差是由于地球公转所造成的视运动但恒星在宇宙中皆有移动，由其引起的位置改变称为恒

30、星的自行单位为每年所移动的角度，取决于三个因素：恒星的真实移动速度；恒星与地球的距离恒星运动方向与视线的夹角,移动速度高但遥远的恒星的自行可能和近但移动慢的恒星差不多,1.2 恒星的亮度,150 BC,希腊天文学家喜帕恰斯Hipparcos,标定肉眼可见的约5000 stars为6个视亮度等级，1等最亮恒星视亮度用视星等 apparent magnitude 表示，即以恒星视亮度（照度）I 的对数来表示 m=-2.5 log 10(b/b 0)照度b=total light per second/area of a sphere of radius d,即单位时间单位面积接收的光,1850年，

31、普森Pogson：星等跟光度计测出的照度作比较，发现星等相差5的照度之比约100倍，由此得出星等定义的比例系数为-2.5星等相差1等，亮度之比为2.512。如定义任一颗恒星的视亮度为0等，则1等星比它暗2.512倍，而5等星暗100倍(算法：2.511=2.51，2.515=100）定标值b0即为0等星的视亮度（任意）。织女星的星等为0.03，其亮度非常接近b0视星等越大，则恒星越暗,常见天体的视星等,太阳：-26.75m满月：-12.74m金星最亮：-4.4m天狼星：-1.4m最大地面望远镜可观测最暗星：25mHST可观测到最暗星：30m天体的观测亮度跟有效波段有关，产生不同的星等系统,平方

32、反比定律,恒星的光到达观测者时的强度和距离的平方成反比：强度 x（距离）2=常数（恒星特征）如果恒星的距离倍增，亮度变为1/4，则星等约增加1.5,绝对星等 absolute magnitude,视星等不能显示恒星的内禀特征。天体的真实亮度由视亮度和距离得出表示天体辐射本领的量是绝对星等或光度（辐射功率）绝对星等是恒星在标准距离（约32光年或10秒差距）时的视星等太阳的视星等为-26.9，但绝对星等为4.8,光度 Luminosity,光度（L)是恒星表面每秒所发出的辐射，表征恒星的固有特征亮度和光度成正比，和距离平方成反比Once distance and brightness are kn

33、own,luminosity can be calculated：恒星光度相差悬殊：106-10-4太阳光度低光度恒星比高光度恒星多得多,1.3 恒星的颜色,光谱的峰值位置显示恒星的颜色如峰值在红光位置，则恒星看起来是红色的假如光谱曲线非常平坦，则恒星便是白色的,恒星的颜色由其表面温度决定,1.4 恒星的温度和大小,恒星表面温度和真实大小可由辐射特征得出维恩定律：测量恒星颜色恒星表面温度TStefans law:finding the sizes of stars,1.5 恒星的化学成分,谱线用来测定恒星大气的化学成分（和其它特征）恒星内部产生连续的黑体谱当辐射通过恒星大气时，原子吸收特定波长

34、的光子而产生恒星光谱中的吸收线发射线：热外层大气中受激发原子退激发Most stellar atmosphere are composed primarily hydrogen and helium,2。恒星的光谱分类,恒星根据其表面温度（即光谱型）来分类1901,Annie Jump Cannon,Harvard ObservatoryThe hottest star,with surface temperature over 30,000 K,are labeled O stars,showing featureless spectra,with only weak absorption

35、lines from H and HeThe coolest stars,M stars,have temperature as low as 2,800 K,showing many lines from many different types of atoms and molecules,The complete sequence of spectral types of stars,from hottest to coolest,is,O,B,A,F,G,K,M.Oh Be A Fine Girl(Guy),Kiss Me!每一光谱型又根据谱线的相对强弱分成10个次型，例如B0,B1,

36、B9。实际上缺少某些次型，例如，最热的O型为O3。太阳为G2型热星的光谱中谱线较少，冷星的光谱中谱线很多，并有分子的吸收带,3。赫-罗图：揭示恒星演化,仅仅知道恒星的一些特征并不意味着我们真正理解了恒星寻找恒星已知特征之间的关系The first astronomers to take this step wereEinar Hertzsprung 赫茨普龙（丹麦天文学家）Henry Norris Russell 罗素（美国天文学家）从1906年到1913年，他们独立研究了恒星的特征：恒星光度和表面温度（观测量为颜色或谱型）的关系。这种关系图称为Hertzsprung-Russell diag

37、ram（H-R diagram 赫-罗图）,用观测量表示赫-罗图,恒星的温度决定其颜色，因此有效温度也可用与颜色相关的量来替代光谱型OM bB/bV color:蓝光亮度和可见光亮度之比Color index(色指数)：在不同波段测量到的星等之差，如U-B,B-V等（星等差=亮度比的对数）光度L可用绝对星等M替代对相同距离的恒星（例如星团），绝对星等M可进一步用视星等V代替,理解赫-罗图,大部分（90%）恒星位于左上角到右下角的一条带内，称为主序星Main Sequence(MS)Star 位于右上角的“恒”星，表面温度很低（单位面积辐射低），但光度极大，所以星体积必定极大，称为巨星,位于左下

38、角的星，温度高而光度小，所以体积必定小，称为矮星,巨星和矮星 Giants and dwarfs,主序星是真正意义上的恒星巨星是膨胀的、亮的“恒星”，半径为太阳的成百上千倍矮星的半径和地球差不多，尽管温度可能超过最热的主序O型星，但光度极低大量主序星的存在说明恒星的概念及其工作原理；非主序星的特征帮助理解恒星的形成、演化和死亡,主序星：核心的氢聚变为氦并释放能量,O stars:hotter,larger,and more luminous than the Sun,M stars:cooler,smaller,and fainter than the Sun,If you know wher

39、e a star lies on MS,then you know its L,T,and R,赫-罗图上的等半径线,等半径线：半径相同的恒星位于斜率为负值的直线上（the line from upper left to the lower right)（如果是绝对星等-logT关系图，则等半径线的斜率为-10）半径从左下角（白矮星）到右上角（超巨星）增加(using L-T-R relationship to find the size of a star at that point as well)不同等半径线上的主序星，其质量必定不同,Mass is even more interest

40、ing,恒星质量沿主序带从右下至左上平稳地增加Low-mass MS stars are faint and cool；High-mass MS stars are hot and luminous恒星的质量决定它在主序带的位置，由此可以确定恒星的温度T、半径R和光度L,质光关系L/LSun=(M/MSun)3.5,R/RSun=(M/MSun)0.8,Mass determine all!,For stars of similar chemical composition,the mass of a MS star alone determines all of its other char

41、acteristics:How large it is,What its surface temperature is,How bright it is,What the internal structure is,How long it will live,How it will evolve,And what its final fate will be!If you have a certain amount and type of material to make a star,there is only one kind of star you can make!,赫-罗图测恒星距离

42、：分光视差,恒星视差：几百光年以内的恒星距离如果确定一个恒星是主序星（例如测量光谱型或吸收线），则可用分光视差 Spectroscopic parallax 估算它的距离由其在H-R图上的位置推测其光度亮度是可测定的利用辐射平方反比定律估算恒星的距离,4。双星 Binary Stars,太阳是孤独!但是宇宙中超过50%的恒星是和其它恒星组成双星或多重恒星(聚星)系统Sirius,the brightest star in the sky,has a faint blue companiona-Cen 半人马,the nearest star,has a fairly bright red co

43、mpanion,（广义）双星的重要性,双星的观测十分重要，因为它们提供测量恒星质量的机会（对孤立恒星则是不可能的）测量恒星质量是通过找寻双星的相互引力效应所引起的轨道运动（周期）两恒星的相互扰动对恒星的结构和演化产生重大影响（Ia型超新星宇宙加速膨胀）双星是寻找黑洞和验证引力辐射的重要对象（恒星-行星系统日外行星的发现）,Visual binary 目视双星,根据发现的方法，双星分为4类。有些双星可属于两类或更多类型目视双星：双星系统的两个成员都可以看到但是紧靠在一起的星可能相隔甚远，只是刚好在同一方向，并没有引力关系，因此没有物理意义。这种假双星称为光学双星optical doubles,o

44、ptical doubles 光学(视)双星:e.g.,zeta(6)Ursa Majoris大熊座,which consists of two physically unrelated stars,Mizar and Alcor.,Spectroscopic Binary 分光双星,有些双星十分遥远，或靠得太近，以致望远镜也无法把它们分开虽然不能直接测量这类双星，但可从它们的光谱认定它们是双星，因为双星系统的轨道运动所造成的多普勒效应使光谱中的吸收线产生周期性的位移，由此得知系统的公转周期日外行星的发现方法之一利用光谱分析发现的双星称为分光双星,Eclipsing Binary 食双星,如果

45、双星的轨道侧对我们，其中一颗星会在另一颗星前经过，产生周期性的光度变化，称这类双星为食双星，是（假）变星的一种日外行星的发现方法之一食双星基本可认为是目视双星的一种,典型食双星大陵五Algol(英仙座),天体测量双星 Astrometric Binary,有时双星中的一个成员由于某些原因而不可见，但仍可通过可见恒星的移动情况得知伴星的存在由于双星围绕共同质心运行，所以假若某星有隐形伴侣，它便以波浪形而非一般的直线运行日外行星的发现方法之一,此方法发现了天狼星的伴星,双星的轨道特征,双星系统中的每个成员都在围绕它们的共同质心做椭圆轨道运动，如同行星围绕太阳和其它恒星的运动质心位于两个椭圆的一个焦

46、点上质心（位于两个天体的连线上）保持固定两个天体正好位于质心的两侧大质量天体的椭圆轨道小，小质量天体的椭圆轨道大，但形状相同,质量比 Ratio of mass,小质量恒星的轨道大，因此必定运动快在双星系统中，恒星的运动速度与质量成反比利用双星测量恒星质量的关键一步,总质量 Total mass,Keplers 3rd law 双星系统的总质量利用双星测量恒星质量的关键二步,Newtons modificationA:average distance(AU)(半长轴之和）P:orbital period(years),多普勒速度轨道周期,两个恒星总是位于质心的两侧，所以运动方向总是相反因此两个

47、恒星的光谱（吸收线）的多普勒位移方向总是相反：如一个兰移，另一个则红移；反之亦然光谱中吸收线的最大多普勒位移给出每个恒星的轨道总速度，因而确定两个恒星的质量比最大多普勒位移的周期给出轨道周期,一个侧对我们的双星 A binary edge-on,一个围绕质心做轨道运动的双星，观测到每个子星光谱中的吸收线恒星1靠近我们，所以兰移（波长变短）(time=0,1,period)恒星2远离我们，所以红移（波长变长）(time=0,1,period)恒星1红移时，恒星2兰移；反之亦然(time=,3/2,period)当两星既不远离也不靠近我们时，两者的谱线重合(time=,period)高质量恒星的多

48、普勒位移小。由速度-时间图，如果V2=2V1,则 m1=2m2,测量轨道特征方法：目视双星,双星距离足够大 测量两个轨道的形状和周期轨道周长 速度比 质量比轨道半长轴和轨道周期 质量和轨道周期长（数十年）长期监测双星,测量轨道特征方法：食双星,如果双星靠得很近，又离我们遥远 实际上无法分辨由特殊的多普勒位移（2套）确定其双星的属性如果看到亮度下降（当一个恒星运动到另一个前面时），则双星系统侧对我们Peak Doppler shift of each star gives total orbital velocity.Period:time separation between two peak

49、 Doppler shift.size of orbit=velocity*period.,A practical exercise of eclipsing binary,The star is an eclipsing binary，轨道侧对The stars are in circular orbits.The period of the orbit is 2.63 years;Star 1 has a Doppler velocity that varies between+20.4km/s and 20.4km/s.Star 2 has a Doppler velocity that

50、 varies between+6.8km/s and 6.8km/s.The questions is to figure out masses of the two stars.,5。星团 Star Clusters,恒星不会单独形成，大量恒星通常在同一地点同时形成而组成一个恒星集团，简称星团Very important for two reasons:恒星演化的档案;通过证认其中的主序星，利用分光视差法推测距离大致分为两类：open clusters(疏散星团)globular clusters(球状星团)There are intermediate types,but they are