当前位置：文档库 › 观测天体物理学4-8pdf

观测天体物理学4-8pdf

天体物理学教材《An Introduction to Modern Astrophysics》评介研究

《An Introduction to Modern Astrophysics》 (second edition)教材评价暴鹏程(南开大学物理科学学院) 1、本书的出版情况和作者简介《An Introduction to Modern Astrophysics（second edition）》（《现代天体物理概论》(第二版)）是美国麻省理工学院物理系课程编号为8.901的课程”Astrophysics I” (天体物理I)所选用的教材。本书于2006年由Addison-Wesley出版社出版，全书共1278页(含附录共1400页)，作者是韦伯州立大学的Bradley W.Carroll和Dale A.Ostlie. Bradley W.Carroll是美国韦伯州立大学的物理系教授，他从加州大学欧文分校取得数学学士学位，之后在博尔德科罗拉多大学取得物理学硕士学位和天体物理博士学位。 Bradley对天文学抱有终身的兴趣并且对头顶的星空怀有一种天真的好奇，这导致最终投身天文学领域。在Carl Hansen 和 John Cox的指导下，他的博士课题是脉冲星的自转效应。之后，他去罗切斯特大学和Hugh Van Horn一起进行博士后研究，主要是研究中子星及其堆积盘的振荡。在这两所大学的熏陶下，Brad 掌握了构造复杂天体物理系统的简化模型的精髓。四年后，结束博士后研究的Bradley幸运地得到韦伯斯特州立大学的教职，并且更幸运的是，在那里碰到了Dale Ostlie，两人在恒星脉冲领域都有专长并且见解相近。Bradley十分喜欢和学生共同探索物理世界，这给他写这本书时提供了很大的帮助。 Dale A.Ostlie是美国韦伯州立大学理学院的院长，他于1977年在圣奥拉夫学院取得物理和数学的学士学位，然后于1982年在爱荷华州立大学取得物理/天体物理的博士学位。之后先后在爱荷华州立大学物理系，约翰霍普金斯大学的空间望远科学技术研究所，贝茨学院物理系，洛斯阿拉莫斯国家图书馆理论物理组进行教学科研工作。从1984年起，在韦伯州立大学物理系进行教学科研工作至今。在本书的另一个作者Bradley W.Carroll来到韦伯州立大学后，由于在许多领域尤其是恒星脉冲领域的共识和对教学的热爱，两人合著了本书。 2、本书的创作背景和主要内容天体物理作为天文学的二级学科，也是天文学和物理学的交叉学科。天体物理是研究天体和其他宇宙物质的性质、结构和演化的天文学分支。天体物理学从研究方法来说，可分为实测天体物理学和理论天体物理学。前者研究天体物理学中基本观测技术、各种仪器设备的原理和结构，以及观测资料的分析处理，从而为理论研究提供资料或者检验理论模型。后者则是对观测资料进行理论分析，建立理论模型，以解释各种天象。同时，还可预言尚未观测到的天体和天象。用物理学的技术和方法分析来自天体的电磁辐射，可得到天体的各种物理参数。根据这些参数运用物理理论来阐明发生在天体上的物理过程，及其演变是实测天体物理学和理论天体物理学的任务。本书是天体物理学的一本经典的教科书，两位作者都是多年从事教学和研究一线工作。本书深入浅出，条理清晰地介绍阐明天体物理的相关基础知识和应用情况，是一本不可多得的天体物理入门级教材。

论天体物理学及其对未来发展的重要作用

论天体物理学及其对未来发展的重要作用 11级物理2班黄健根1107020051 摘要:天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。它分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。多年来，随着世界人口的不断增加，资源不断的消耗，人们的生存环境日益缩减，资源也愈加匮乏。越来越多的国家将希望寄托于地球外部的空间，这进一步促进了天体物理学的发展，理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步，几乎理论物理学每一项重要突破，都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。关键词：天体银河系特殊行星星系集团同位素引力原子核等离子体星系空间引言：本学期开展了物理学史着门课程,陈老师给我们讲述了有关内容，以下是我对天体物理学及其对未来发展的重要作用的论述。（一）天体物理学的有关介绍从公元前129年古希腊天文学家喜帕恰斯目测恒星光度起，中间经过1609年伽利略使用光学望远镜观测天体，绘制月面图，1655～1656年惠更斯发现土星光环和猎户座星云，后来还有哈雷发现恒星自行，到十八世纪赫歇耳开创恒星天文学，这是天体物理学的孕育时期。十九世纪中叶，三种物理方法——分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究以后，对天体的结构、化学组成、物理状态的研究形成了完整的科学体系，天体物理学开始成为天文学的一个独立的分支学科。天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。天体物理学分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。1859年﹐基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅和费线﹐断言在太阳上存在著某些和地球上一样的化学元素﹐这表明﹐可以利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质﹐是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步﹐几乎理论物理学每一项重要突破﹐都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初

天体物理学

天体物理学 2008.9－2009.2 袁业飞董小波 1.【天文思维。】a. 一个致密天体位于银河系内，我们在0.1秒钟之内观测到它增亮了二倍。请估计它的物理尺度不能超过多少？如果增亮的幅度只有10%，又能得到什么结论？ b. 某种类型的活动星系在所有星系中的比例大约为1/100。那么，这种类型星系的活动期至少是多长？ 2.【视超光速。】我们对一个遥远天体作了两次观测（相隔一段时间），发现它在高速运动。我们可以测得它在天球上走过的角距离，还可以通过其它方法测得它的宇宙学红移从而确定它离地球的距离，这样我们可以算得它的横向速度。请推导这个速度和它的真实运动速度的关系；什么情况下我们测得的横向速度会超出光速？ 3.【位力定理；辐射压。】大质量黑洞（M BH > 106 M⊙）吸积周围气体释放引力能产生电磁连续谱辐射，连续谱辐射又电离周围气体从而产生发射线（e.g. H-beta 4861?，半高宽度大概几十?）；另外，由于吸积过程中的一些不稳定性，连续谱的光度会有变化。这就是在活动星系核中发生的基本过程。假设周围的电离气体运动被黑洞引力所主导并处于Viral平衡，而且呈球对称分布。请设计一种方案来测量黑洞质量；如果忽略电子散射引起的效应，那么基于Viral定理估计的黑洞质量的系统偏差是怎样的？ 4.【辐射拉拽。】一颗尘埃颗粒质量为10-11克，在1AU处绕太阳作近似圆周运动。它吸收太阳光并以红外方式再辐射出去，保持温度一定。尘埃吸收太阳光的截面为10-8 cm2。请计算需要多长时间它将掉入太阳表面？假设1/108的太阳光被绕太阳运动的尘埃所吸收，那么每秒钟掉入太阳的尘埃总质量是多少？对于绕太阳运动的电离气体（电子－质子对），这种效应显著吗？ 5.【*optional: 伽利略相对性原理、狭义相对论；推理思辨能力】请基于伽利略相对性原理作推理（没必要做复杂的数学计算推演），证明：如果质点速度不存在上限，则惯性系之间由伽利略变换相联系（牛顿时空观）；否则，洛仑兹变换（狭义相对论）。 6.【星等、绝对星等；流量、光度；面亮度（Flux/α2）、面光度（L/S）】一个星系距离地球1Mpc，面亮度为 27mag/ascsec2。请问1”的角距离对应这个星系多大的物理尺度(pc)？星系单位面积（1pc2）的发光功率是多少？如果另一个星系的单位面积发光功率与上一个星系相同，但距离地球10Mpc，请问它的面亮度是多少？ [*optional: 设一个位于较高红移z处（这时要考虑宇宙膨胀效应）的星系的光度为L，固有的物理直径为D。请推导它表面亮度公式I(L,D,z)。]

理论天体物理学

理论天体物理学利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。1859年，基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅和费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明，可以利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步,几乎理论物理学每一项重要突破,都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立,使深入分析恒星的光谱成为可能,并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系，以后人们利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，这就形成了现代宇宙学。近二十年来，在理论天体物理这一领域，可以看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合，其中以相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可以看出目前理论天体物理的概貌。 ①辐射理论研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射,以及X射线源、γ射线源和星际分子的发射机制。 ②原子核理论研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成（见元素合成理论），以及宇宙线问题。 ③引力理论探讨致密星的结构和稳定性，黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。 ④等离子体理论分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。 ⑤基本粒子理论研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。 ⑥固态（或凝聚态）理论研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，而且还可以预言某些尚未观测到的天体现象或天体。例如，在1932年发现中子之后不久，朗道、奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在三十多年后的1967年，发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。例如，首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如，热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913+16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门“应用”学科，又是用天体现象探索基本物理规律的“基础”学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。

1983年诺贝尔物理学奖——天体物理学的成就

1983年诺贝尔物理学奖——天体物理学的成就 1983年诺贝尔物理学奖一半授予美国伊利诺斯州芝加哥大学的钱德拉塞卡尔（Subrahmanyan Chandrasekhar，19l0—1995），以表彰他对恒星结构和演变有重要意义的物理过程的理论研究；另一半授予加利福尼亚州帕萨迪那加州理工学院的W.A.福勒（William AlfredFowler，1911—1995），以表彰他对宇宙中化学元素的形成有重要意义的核反应的理论和实验研究。钱德拉塞卡尔是另一诺贝尔物理学奖获得者拉曼（SirChandrasekhara Venkata Raman）的外甥，1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合尔，1930年毕业于印度马德拉斯大学，后在英国剑桥大学学习和任教。1937年移居美国。钱德拉塞卡尔的主要贡献是发展了白矮星①理论。白矮星的特性是大约在1915年由美国天文学家亚当斯（W.S.Adams）发现的。1925年英国物理学家R.H.福勒（R.H.Fowler）用物质简并假说解释了白矮星的巨大密度。物质简并假说称，电子和电离的核在极大的压力下组成高度密集的物质。1926年爱丁顿（A.S.Eddington ）建议，氢转变为氦是恒星能量的可能泉源，这就为恒星演化理论奠定了基础。 1930年—1936年，钱德拉塞卡尔在剑桥大学三一学院工作期间，就投入到了白矮星的研究之中。他找到了决定恒星生命的基本参数，通过应用相对论和量子力学，利用简并电子气体的物态方程，为白矮星的演化过程建立了合理的模型，并作出了如下预测： 1.白矮星的质量越大，其半径越小； 2.白矮星的质量不会大于太阳质量的1.44倍（这个值被称为钱德拉塞卡尔极限）； 3.质量更大的恒星必须通过某些形式的质量转化，也许要经过大爆炸，才能最后归宿为白矮星。钱德拉塞卡尔的理论解释了恒星演化的最后过程，因此对宇宙学作出了重大贡献。1939年他在全面研究了恒星结构的基础上出版了《恒星结构研究导论》一书，系统总结了他的白矮星理论。他还在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、宇宙磁流体力学等方面进行了许多工作。钱德拉塞卡尔1995年8月21日由于心脏病发作而去世，享年84岁。他在晚年时潜心研究牛顿的《自然哲学的数学原理》。1995年3月20日他还在美国物理学会圣何塞年会上做过题为“牛顿…原理?的一些命题”的特邀报告。当时他正在写一本有关牛顿的书。 W.A.福勒1911年8月9日出生于美国宾夕法尼亚州的匹兹堡。由于从事与

天体物理学及其对未来发展的重要作用

年级 08 专业光信息科学与技术学生姓名张桂洋学号080701110090 理学院实验时间： 2011 年 6 月16 日

天体物理学及其对未来发展的重要作用摘要:天体物理学分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。多年来，随着世界人口的不断增加，资源不断的消耗，人们的生存环境日益缩减，资源也愈加匮乏。越来越多的国家将希望寄托于地球外部的空间，这进一步促进了天体物理学的发展，理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步，几乎理论物理学每一项重要突破，都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。关键词：天体银河系特殊行星星系集团同位素引力原子核等离子体星系空间引言：本学期开展了物理前沿着门课程,我们在此课程中前后接受了三位老师的精彩讲课。他们分别是胡老师讲述的等离子体，张老师的天文学以及龙老师的量子力学。其中我最感兴趣的就是天文学中的天体物理学这一块。

（一）天体物理学的有关介绍从公元前129年古希腊天文学家喜帕恰斯目测恒星光度起，中间经过1609年伽利略使用光学望远镜观测天体，绘制月面图，1655～1656年惠更斯发现土星光环和猎户座星云，后来还有哈雷发现恒星自行，到十八世纪赫歇耳开创恒星天文学，这是天体物理学的孕育时期。十九世纪中叶，三种物理方法——分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究以后，对天体的结构、化学组成、物理状态的研究形成了完整的科学体系，天体物理学开始成为天文学的一个独立的分支学科。天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。天体物理学分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。对行星的研究是天体物理学的一个重要方面。近二十年来，对彗星的研究以及对星星及物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成等方面的研究，都取得了重要成果。随着空间探测的进展，太阳系的研究又成为最活跃的领域之一。银河系有一、二千亿颗恒星，其物理状态千差万别。球状体、红外星、天体微波激射源、赫比格一阿罗天体，可能都是从星际云到恒星之间的过渡天体。

《天体物理学》考试大纲

中科院研究生院硕士研究生入学考试《天体物理学》考试大纲一．考试内容：大学理科的《天体物理》课程的基本内容，包含：实测天体物理，天体物理辐射过程，太阳物理，恒星物理，星系天文学和宇宙学等。二．考试要求：（一）宇宙概观由近及远各层次天体：太阳系、恒星、星际物质、星系、宇宙宇宙中物质状态，粒子和四种作用力，物理和天体物理，21世纪天体物理学（二）天体物理辐射过程描述辐射场的物理量，辐射转移方程，热辐射，黑体辐射，普朗克定律的特征，维恩位移定律；回旋辐射，同步加速辐射，曲率辐射，康普顿散射，逆康普顿散射，切连科夫辐射。（三）实测天体物理获得天体信息的渠道，天文望远镜，哈勃空间望远镜，LAMOST, 辐射探测器（CCD）；天体的光度测量：星等，绝对星等，色指数和热改正，星际消光，星际红化和色余；天体的光谱分析：天体物理光谱分析，谱线轮廓，谱线强度，等值宽度，谱线证认；恒星的光谱分类：光谱型，光度型；射电天文方法：射电望远镜基本组成原理，射电天文测量基本参数，射电天文成就；空间天文方法：红外天文卫星；X射线天文和γ射线观测；天体的距离：视差：定义和单位，造父变星测距，谱线红移和哈勃定律；天体的质量的测定；天体年龄的测定方法。（四）太阳物理太阳的基本参数，太阳的质量、半径、光度、有效温度，太阳常数；太阳大气分层：光球，（临边昏暗），色球，日冕；太阳活动：太阳活动和磁场，太阳黑子（蝴蝶图），耀斑，日冕物质抛射，日地关系。（五）恒星物理恒星的观测特性：光度、光谱、质量、半径、有效温度，星团和赫-罗图：星团、星协、赫-罗图（定义和各种表示法、在天体物理中的重要性），恒星内部结构和演化：演化时标，内部结构方程和边界条件，物态方程，不透明度，能源和主要核反应，林忠四郎线，各种质量恒星的演化,

天体物理学和宇宙演变

天体物理学和宇宙演变世界是物质的，宇宙是物质的，宇宙中物质颗粒是客观存在的，物质颗粒的运动出现扩散、溶合、碰撞三种结果，使得在宇宙空间物质颗粒产生各种分布。其中溶合在一起的颗粒渐渐溶合增长，依次形成星子、行星、恒星、星团、类星体、星系。当星系形成时，使杂乱无章的宇宙中星体的无规则运动变化成有规则运动，星体结束了碰撞期，星系又以自身的运动特点运动下去，它们同样会出现碰撞、溶合和扩散。这便是宇宙的演变。天体物理学属于应用物理学的范畴，是研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。由于天体物理学是一门很广泛的学问，天文物理学家通常应用很多不同学术领域的知识，包括力学、电磁学、统计力学、量子力学、相对论、粒子物理学等。本书作者Leonard S Kisslinger是美国卡内基梅隆大学教授，他意在使任何学科的学生对于近几十年天体物理学取得的那些令人兴奋和感到神秘的发展有一些了解。本书解释了宇宙从早期到现在的演化过程，运用通俗易懂的讲述方式使任何一个拥有高等数学基础的大学生都能够理解。全书由10章组成：1.天体物理学的物理概念：速度、

加速度、动量和能量的基本概念，温度（作为一种能量形式），力和牛顿运动学定律；2.力和粒子：基本粒子的标准模型，原子、原子核、重子等；3.哈勃定律―宇宙膨胀：首先定义和讨论了光的多普勒频移和红移，然后从星系中光的多普勒频移的测量回顾了哈勃定律，最后讨论了宇宙的膨胀；4.恒星、星系等：地球怎样绕着太阳旋转，太阳（作为一个熔炉）的特性，大质量恒星由于引力坍塌导致脉冲星和黑洞形成的过程；5.中微子振荡、对称性和脉冲星冲击：称为中微子振荡的中微子相互转化的三种标准模型的重要属性，怎样利用中微子振荡来测量宇称性、电荷共轭和时间演化对称性，通过中微子发射来解释脉冲星冲击的可能原因；6.爱因斯坦狭义和广义相对论：狭义相对论中的重要假设，以及由此产生的长度收缩和时间膨胀，由洛伦兹变换得到的附加速度的爱因斯坦方程与假设的相一致性，利用相对动量和张量简单讨论了广义相对论；7.从广义相对论得到的宇宙的半径和温度：宇宙的弗里德曼方程、宇宙膨胀的引力辐射和重力波，以及引力量子场理论；8.宇宙微波背景辐射：宇宙微波背景辐射相关的一些概念，重点是温度和时间的相关性；9.电弱相变（Electroweak phase Transition）：定义了量子力学的相变和潜伏热，重点讨论了电弱理论和电弱相变，电弱相变和其产生的重力波间磁场的建立过程；10.量子色动力学相变：量子色动力学相变和银河系和星系团之间磁场的关

天体物理

1、中性氢21厘米谱线:氢原子在它的基态，有两个超精细结构子能级。星际物质中处于基态的中性氢原子的碰撞结果，在这两个子能级间引起跃迁，便形成21厘米谱线的辐射。 2、秒差距：是最标准的测量恒星距离的方法，建立在三角视差的基础上，1pc=3.26ly 3、天文单位：一个日地距离为1天文单位（1AU），天文常数之一，天文学中测量距离，特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位。1976年，国际天文学联会把1天文单位定义成一颗质量可忽略，公转轨道不受干扰而公转周期为为365天的粒子与一个质量相当约太阳质量之间的距离，约1亿5千万公里。 4、光年:是长度单位之一，指光在真空中一年时间内传播的距离，大约94.6千亿公里（或58.8 千亿英里）。 5、恒星的赫罗图:赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。 6、宇宙暗物质:非重子物质，与辐射场无相互作用，大爆炸之后就开在引力的作用下开始成团，无法通过电磁波的观测进行研究，也就是不与电磁力产生作用的物质。目前只能通过重力产生的效应得知，而且已经发现宇宙中有大量暗物质的存在。 7、宇宙暗能量：在物理宇宙学中，暗能量（又称暗能）是一种充溢空间的、增加宇宙膨胀速度的难以察觉的能量形式。暗能量假说是当今对宇宙加速膨胀的观测结果非唯一，但最流行的解释。在宇宙标准模型中，暗能量占据宇宙73%的质能。 8、一般情况下，年轻星团里面的质量很小的金属丰度较低。答：此观点错误。年轻的星是从被年老死亡的恒星的残骸"污染"了的星云中诞生的, 这些残骸含有大量的核反应产物, 因此丰度较高. 而那些从大爆炸中诞生的第一批恒星仅由氢和氦构成, 所以它们的金属丰度异常的低 9、型超新星的起源答：型超新星爆发前是密近双星系统中的一颗白矮星它周围体壳由于另一颗子星的引力吸积而被完全剖离，此时他反过来吸积周围物质，质量超过钱德拉塞卡极限（上限）后爆炸而形成。 10、冥王星不再属于太阳系的一颗大行星而降级为矮行星的原因？答：冥王星的质量很小为1.27×Kg，周期为248年，公转轨道为39.5个天文单位，其轨道为椭圆轨道，则轨道平面与其它太阳系八大行星差别大，不满足行星的条件：1、该天体位于围绕太阳的轨道上。2、该天体有足够大质量来克服团体引力以达到流体力平衡状态。3、该天体有足够引力清空其轨道附近天体的条件。2006年被国际天文学联合会开除大行星位置，成为一颗矮行星。 11、旋涡星系的质量测定主要利用位力定力答：一类具有旋涡结构的星系，中心是球状或椭球状核球，星系外面是扁平的星系盘，从核球两端延伸出两条或两条以上螺旋状旋臂叠加在星系盘上星系盘外面是球状星系。旋涡星系定义：具有旋涡状结构的星系，包括正常旋涡星系和棒旋星系。外形呈旋涡结构，有明显的核心，核心呈凸透镜形，核心球外是一个薄薄的圆盘，有几条旋臂，在旋涡星系中有一类的核心不是球形，而是棒状，旋臂从棒的两端生出，称为棒旋星系。 12、白矮星：白矮星(White Dwarf)是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小，因此被命名为白矮星。白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。白矮星是一种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积和地球相当，但质量却和太阳差不多，它的密度在1000万吨/立方米左右。 13、脉冲星：脉冲星（Pulsar），又称波霎，是中子星的一种，为会周期性发射脉冲信号的星体，直径大多为20千米左右，自转极快。

宇宙的天体物理学

给忙碌者的宇宙天体物理学第一章：大爆炸简史偶尔仰望天空的时候，你会想到什么呢？我们可能会想到宇宙之博大和个人之渺小，想到真理，想到公平和正义。但事实上，现代天体物理学比我们想象的东西要丰富很多倍，也精彩很多倍。牛顿之前的人一般认为，天上有天上的法则，跟地球上是完全不同的。而牛顿的万有引力定律是历史上第一个宣称不仅仅适用于地球，而且适用于整个宇宙的理论。他的理论还真的解释了天体运行。人们发现，天上和地上在这个定律眼中是平等的。可以想象，对当时的人来说，这是一个多么震撼的知识。这个震撼一直保持到十九世纪。那时候物理学家发现，每个化学元素的光谱都有自己唯一的特征。物理学家随便给一堆气体，他们拿光一照，看看吸收光谱，就能准确判断这里面都有些什么元素。物理学家马上就分析了太阳的光谱。到这时候物理学家才知道，原来太阳里的各种元素基本都是地球上也有的，无非是氢、碳、氧、氮、钙等等。只有一个元素地球上没有，就是“氦”元素。不过元素周期表里已经给它留了位置，而且现在人类也可以在地球上制造氦。这是人类第一次得知，原来构成太阳的物质不是什么神秘的东西，就是地球上也能找到的普通元素。再分析远处那些星星发光的光谱，结果也都是平常的元素。这是一个非常了不起的发现，科学家并未离开地球，但它让人们知道了，宇宙中的星辰大海跟我们这儿并没有什么不同。光谱的发现，不仅让我们对太阳的了解更深了一层，还开创了整个天体物理学。那么如果真有外星人造访地球，他们乘坐的那个飞碟，也应该是用“普通”元素建造的。而且宇宙其他地方的物理定律也跟我们这里是一样的。从各民族的创世神话开始，到哥白尼的“日心说”，在到牛顿的“万有引力定律”震惊世界，人们对宇宙的认识不断改进，但某种根本认识从来没有改变，那就是宇宙是静态的、永恒的，在时间上无始无终。在20世纪初，包括爱因斯坦在内的所有人都认为宇宙是静的。直到1907年，爱因斯坦在广义相对论的研究上取得了重要成果，他发现时间和空间都是可以弯曲的。这有点违背我们的直觉，但爱因斯坦说，牛顿万有引

天体物理学

天体物理学 1、计算行星的半长轴 2 324GMP a π= 其中： a 为公转半长轴 G 为重力常量 P 为公转周期 M 为绕行的行星及被绕行的恒星质量之和（其中，因为恒星质量太大，往往占总质量的99%以上，行星质量基本可以忽略）简易计算方式：设地球至太阳长半轴a=1AU （1.5x1011米），周期P 为1年，求任意行星的长半轴：a 23223244GM P a GMP a θθθππ== 推导得：

a M P θθθ = 其中：a 是以AU 为基础单位，P 是以年为单位的量。 2、计算观测角度计算公式： 2sin 1 D D ?= 其中：D1=D3；α=sin α D1为观测者到横行的距离、D3为观测者到行星的距离。 D2为行星和恒星之间的距离。 α为观测者观察到的恒星和星星的夹角。在实际计算中,D2以AU 为单位，D1=D3等于秒差距（即3光年），α为角度（1度为60角分、1角分等60角秒）

例题：经过观测，天狼星的运动周期为40光年，地球距离天狼星为3秒差距远，已知其表面温度为10000度，求观测着与天狼星和其所绕行的恒星间的夹角。推论：假设恒星质量M=M（太阳），已知M和P，由半长轴公式可得半长轴a，而a近似于D2，已知D3，可求得夹角。 3、太阳系内系统组成 1、太阳 2、内行星（类地行星） 3、小行星（位于火星和木星之间） 4、外行星（类木行星） 5、外海王星天体（柯伊伯天体） 6、外部区域（奥尔特云，多为尘埃和冰块等固体物质，如彗星） 4、观测恒星附近的行星的方法（1）行星运动的重要公式（牛顿第一定律）

天体物理课程笔记

天体测量学天体测量学主要研究如何精确测定天体的位置和运动，建立和维持基本参考系的坐标，确定地面点的坐标及提供精确的地球自转参数服务。目前的新发展有：人造卫星激光测距（LSR）甚长基线干涉测量（VLBI）全球定位系统（GPS）天体物理学的起源天体物理学起源于古希腊。古希腊的天文学家们为天文学和天体物理学的发展作出了杰出的贡献。恒星与恒星虽然相距遥远，但它们之间并不是真空。在广大的星际空间中存在着星际气体、星际尘埃、各种各样的星际云、星际分子、星际磁场和宇宙线等，这些都统称为星际物质。星际物质，特别是星际分子，也是现代天体物理的重要研究对象，近年来受到了越来越多的重视。由几十亿乃至几千亿颗恒星和星际物质聚集而成的恒星系统称为星系，其尺度为几千光年至几十万光年。银河系是一个普通的星系，其中包含了大约三千亿颗恒星，太阳只是其中一颗很普通的恒星。银河系以外的星系统称为河外星系。大约有一千亿个以上的星系。相互之间有一定力学联系的十几个、几十个乃至成百上千个星系聚集在一起组成的星系集团称为星系团。目前已经发现了一万个以上的星系团。由银河系、大、小麦哲伦星云、仙女座星系等四十多个大小不等的星系组成本星系团（Local group of galaxies）。后发座星系团有上千个成员星系。由若干个星系团聚集在一起构成的更高层次的天体系统称为超星系团。本星系团、室女星系团、大熊星系团等五十多个星系团构成本超星系团（Local super cluster）。地球——太阳系——银河系——本星系团——本超星系团——宇宙，构成了我们这个宇宙的结构。行星-恒星-星系-星系团-超星系团，星际云、星际物质、星际磁场等等，宇宙中的天体具有各种不同的层次，每个层次又可细分为许多类。天体物理学的任务是利用已知的物理规律对各种层次的天体的多样性作出统一的解释，弄清楚各类天体的结构及其演化规律。回答为什么宇宙会具有这样的结构，以及它的过去、现在和未来。与其他学科相比，天体物理的特别之处在于，我们很难对研究对象作近距离的观测研究，也无法将研究对象纳入事先设计的实验。只能进行“被动”的远距离的观测。天体物理的研究离不开观测。从早期的肉眼观测，17世纪的光学望远镜到目前的射电望远镜及红外、紫外、X射线、γ 射线等各种波段的望远镜，从地面上的望远镜到人造航天器上的太空望远镜。每一次观测手段的提高，都使我们对天体的观测更精确，对天体的认识更全面，也使新的发现不断出现。

天体物理学与生活

天体物理学应用和发展天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科，这个定义听起来离我们的日常生活非常遥远，而大多数天体物理学的内容也很难与我们的日常学习和生活有任何联系，但是，从天体物理学中我们还是可以获得许多与我们生活息息相关的信息和知识，比如我们可以将天体的运动简化为力学和运动学的物理模型从而帮助我们更好地将力学和运动学知识加以运用，可以从天文望远镜以及一些其他观察设备的构造和原理中了解到更多的光学知识，甚至，我们可以更进一步通过对天体物理学知识的学习和分析来了解我们生活的世界。而在今后，天体物理学的发展也必将更好地为我们的生活服务。首先，天体物理学对我们来说，可以很好地运用到物理问题的解决中，比如天体运动中非常著名的双星系统问题。行星围绕恒星做圆周运动，或者卫星绕行星做圆周运动时，万有引力作用的距离，刚好是行星(或卫星)圆周运动的轨道半径，但是在双星系统中的引力作用的距离与双星运动的轨道半径是不同的，双星系统中两星做圆周运动时的角速度和周期是一定相同的。通过这些信息，我们可以将双星系统简化为圆周运动的模型，从而计算出与此系统相关的万有引力，向心力，周期等物理量并通过这些物理量之间的转化和运算解决一些简单的问题，如由双星运动引起的类似日食的食双星现象，粗略计算万有引力常量等等。另外，在研究天体物理学的过程中，观察是一个必不可少的过程，所以在观察中用到的仪器也就成为了可以影响我们生活和学习的一大应用方向。天文望远镜是收集天体辐射并能确定辐射源方向的天文观测装置，通常指有聚光和成像功能的天文光学望远镜。天文望远镜的发展和使用原理结合了光学和热学的很多内容，从最早的伽利略式天文望远镜到现代大型光学望远镜，通过对透镜焦距的不断调整和其他光学套件的复杂组合，让我们有机会观察到更多的天文现象，所以可以说，天文望远镜的出现和发展就是现代天文学的基础。同时，天体物理学还可以应用到许多其他有趣的方面。近年来十分受人关注的2012末日理论其实也与天体物理学有着密不可分的关系。一些星象学家认为，

理论天体物理

《理论天体物理》教学大纲本课程共分七章,共需72学时第一章: 恒星大气辐射理论基础本章约需14学时,基本内容包括理论天体物理的研究内容,描述辐射场的基本物理量: 辐射强度、辐射流、平均辐射强度、辐射密度、辐射压力、光子分布函数,发射系数、吸收系数和源函数,辐射转移方程,转移方程形式解及物理意义,局部热动平衡的概念,辐射的概念及物理意义,灰大气的概念及辐射强度的近似解,爱丁顿近似,太阳圆面的临边昏暗规律及物理意义,恒星连续光谱的能量分布,辐射转移理论中几个常用的算符,考虑折射率的辐射转移方程。本章为全课程之基础,重点掌握辐射转移方程及它在不同环境时的解。第二章: 恒星大气的连续不透明度本章约需10学时,基本内容包括原子的能级和结构,LS耦合和JJ耦合概念,原子的激发和电离,激发电势和电离电势的概念,玻耳兹曼公式,萨哈公式,爱因斯坦跃迁概率系数,连续吸收的来源,真吸收和散射的区分,类氢原子吸收系数的具形式,自由电子散射和瑞利散射的概念,负氢离子,其它原子、分子和尘埃的连续吸收。本章重点掌握萨哈公式以及类氢原子的吸收系数。第三章: 恒星大气模型和恒星连续光谱本章约需10学时,基本内容包括: 罗斯兰平均,线德拉塞卡平均、普郎克平均的概念,非灰大气辐射平衡求解的基本方法,即斯特龙根方法和温索德方法,流体静力学平衡的概念,计算恒星大气模型的基本理论框架,几种不同类型恒星的大气模型,对流的基本概念及理论框架,太阳型恒星的大气模型。本章重点掌握恒星大气模型求解的基本方法。

第四章: 吸收线内的辐射转移本章约需8学时,主要内容包括吸收线的基本概念,剩余强度和等值宽度的定义,吸收线的产生机制,吸收线内的辐射转移方程,反变层模型和转移方程的解,M-E模型和转移方程的解, ∧叠代和加速∧叠代方法的介绍。本章重点掌握吸收线内的辐射转移方程。第五章: 线吸收系数本章约需14学时,主要内容包括:原子线吸收数的积分公式,谱线辐射阻尼致宽的概念、经典理论、量子理论,微观多普勒致宽的概念和基本形式,宏观多普勒效应联合作用时的吸收系数形式, 佛克脱函数,压力效应的碰撞阻尼理论,碰撞阻尼常数的确定,压力效应的统计理论,微观场强分布函数,吸收系数的具体表达式,碰撞理论和统计理论的应用范围,连择散射在选择吸收中的比例,非相干散射理论简介。本章重点掌握谱线加宽机制的几种基本形式。第六章: 生长曲线的理论和应用本章约需4学时,主要内容包括: 生长曲线的概念,理论生长曲线,观测生长曲线的构造,它的应用。第七章: 非局部热动平衡状态本章约需12学时,主要内容包括:非局部热动平衡的物理概念,稀化因子,原子和电子的速度分布能级平衡方程,进入能级平衡方程各种过程的速率,求解能级平衡方程的实例,偏离因子的概念,原子的电离平衡,非局部热动平衡状态下的源函数,罗斯兰定理及产生发射线的复合荧光机制, 禁线的定义,产生禁线的物理条件。本章重点掌握统计平衡方程的建立和求解。参考书: 《恒星大气物理》,汪珍如,曲钦岳高等教育出版社,1993 《Stellal Atmospheres》,D.Mihalas, W.H.Freeman and Company, 1978

观测宇宙学(第二版)

观测宇宙学(第二版)(新世纪高等学校研究生教材)商品介绍摘要天文学是建立在观测基础上的一门科学,近代宇宙学的各项研究成果也都和观测有密切联系。本书讨论了宇宙的基本模型和演化过程,与此相关的是描述宇宙的各种基本物理参量,包括哈勃常数、物质密度、减速因子等。活动星系核是近代天体物理学的热点研究课题之一,书中从观测角度出发做了详细讨论。本书内容还包括星系的形成和演化,宇宙空间的大尺度结构等,讨论的所有内容都与观测验证相联系。本书的第一版作为国家天文台天体物理丛书,后被教育部推荐为全国研究生教学用书。随着天文观测的不断发展,第二版增加了不少新的内容,2007年又被北京市教育委员会评为“北京高等教育精品教材”。本书适合天文工作者、理论物理工作者阅读,也可作为天文专业研究生和大学高年级学生的教材。编辑推荐《新世纪高等学校研究生教材·观测宇宙学(第2版)》适合天文工作者、理论物理工作者阅读,也可作为天文专业研究生和大学高年级学生的教材。目录第一章可观测的宇宙. 1.1 人类对宇宙的认识和深化 1.2 由奥伯斯佯谬引发的思考 1.3 从马赫原理到宇宙学原理 1.4 现代观测宇宙学的诞生第二章宇宙的距离尺度和哈勃定律 2.1 膨胀的宇宙和哈勃定律 2.2 河内天体的距离测定 2.3 河外天体距离的测定 2.4 哈勃常数 2.5 哈勃定律的验证和哈勃流第三章宇宙模型和宇宙的演化 3.1 标准宇宙模型 3.2 膨胀的宇宙 3.3 标准宇宙模型下的基本物理量 3.4 膨胀宇宙的各种模式 3.5 宇宙的热大爆炸起源 3.6 宇宙的热历史 3.7 宇宙的年龄 3.8 有待进一步回答的问题 3.9 其他的宇宙模型第四章宇宙中的物质 4.1 宇宙中的物质 4.2 原初宇宙的元素合成和丰度 4.3 元素丰度的观测验证 4.4 Gunn-Peterson检测 4.5 暗物质 4.6 星际介质 4.7 Ωm的测定和Ω∧

天体物理观测实验

天体物理观测实验实验一：望远镜操作和CCD使用时间：1-2课时实验内容： 1.按照望远镜操作手册完成望远镜的开启，软、硬件连接，指向、校准，CCD连接、设置、调焦，导星CCD的连接和设置； 2.了解望远镜的指向、观测范围，完成指定目标天体的CCD多波段拍摄；目标天体见附录列表，第2项部分为可选操作，在晴天条件下进行。阴天下，连接CCD，完成拍摄，获得读数即可。 3.完成暗场，bias拍摄，完成望远镜软硬件系统的关闭。实验方案和步骤：根据选课学生人数，分成3-4组，每组5-10人以内，分别代入圆顶进行实际操作。 a.电源箱、圆顶、望远镜的开启，控制界面的开启（仅限第一组）; b.讲解望远镜结构、参数等，讲解望远镜指向操作； c.学生完成望远镜的指向，校准操作（连接CCD后，可以用导星镜校准指向）； d.学生完成ccd的连接、设置、调焦； e.完成1-2个目标的拍摄； f.同时完成观测记录（开始时间，曝光时间，目标，airmass，备注）； g.暗场的拍摄； h.望远镜的归位和系统的关闭（最后一组）。作业要求：按组完成基本知识测试

附录I: 观测目标列表土星: 拍摄到行星环，卫星，注意中心天体是否饱和？海王星：拍摄到海卫一；天王星: 拍摄到卫星（十点后）；行星状星云：M57（十点后），NGC6563，NGC7009 球状星团：M13，M5，M15, M56 星系：M31，M33，M57，M82 疏散星团：M103，M52，M11，M37 in Janurary 恒星颜色：βCyg.

实验二：天体的测光观测时间：3课时实验内容和要求：分组完成不同天体目标的多波段（B，V，SDSS-r）测光观测，能够使用EZCAP完成系列曝光，掌握导星ccd和软件的使用；天体目标见附录列表；能够根据坐标，判断选择合适的目标源（提前准备）；通过检查像素的饱和情况，选择合适的曝光时间。实验方案和步骤： 1．学生分组进行操作，5-7人一组； 2．课前完成对望远镜操作和目标源情况（坐标，星等，升降情况的预习）； 3．完成望远镜的开启，校准，CCD的连接等； 4．完成1个目标天体的观测，每组观测一个特定的天体目标，通过多次曝光避免饱和，完成三波段标准测光观测。 5．完成测光定标源的观测，高信噪比，不饱和； 6．暗场的观测；（可选，取决于时间和已有的暗场数据情况）7．望远镜的归位，系统的关闭。备注：平场观测没有办法在上课时间进行，直接提供数据。