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1、亮度&星等,恒星的亮度 Stellar Brightness,星等m(apparent magnitude)古希腊天文学家Hipparcus在公元前150年左右首先创立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。星等值越大，视亮度越低。,1等星,6等星,How“Bright”is a Light Source?,We need to quantify how bright an object is.Wave picture of light:Brightness corresponds to the amplitude of the wave(height of the wave crests).
2、Particle(photon)picture of light:Brightness corresponds to the number of photons per second from the light source.The photon picture is the more useful.,光度和亮度,恒星的光度和亮度光度L(luminosity)：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。亮度B(brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射量。视亮度的大小取决于三个因素：天体的光度、距离和星际物质对辐射的吸收和散射。,Inverse Square La
3、w of Brightness,The Apparent Brightness of a source isinversely proportional to the square of itsdistance:,2-times Closer=4-times Brighter,2-times Farther=4-times Fainter,B=1,B=1/9,B=1/4,天文学家在此基础上建立了星等系统，定义星等相差5等的天体亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差(100)1/5=100.42.512倍。星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为 B1/B2=10-0.4(m1-m2)m1m2
4、=2.5log(B1/B2)或m=2.5log(B/B0)，其中F0为定标常数。,L1/L2=10-(m1-m2)/2.5m1-m2=-2.5log(L1/L2),The absolute magnitude of a star is the apparent magnitude it would have if viewed from a distance of 10 parsecsMagnitudes are conveniently low numbersDifference in brightness from Sun HST limit is a factor of 1026!,部分
5、天体的视星等,绝对星等,视差&恒星距离,视差指的是观察者在运动时所看到的远处物体方位的变化。Parallax,Apparent displacement of an object because of the observers change of view point.当我们从一个地点运动到另一个地点时，周围物体好像都改变了它们的位置。人体自身就具有一个能引起视差效应的机制，我们的双眼。,视差 Parallax,Well established method in geodesics using knowledge of trigonometry.,以地面上的距离作为基线来测量恒星的视差，无
6、疑是太小了。,Aristotle(?384-322 BC),If the universe was heliocentric,stellar parallaxes could be measured.,Method of Trigonometric Parallaxes,June,December,Distant Stars,ForegroundStar,周年视差annual parallax 以地球轨道半长径作为基线测量恒星的距离。周年视差是恒星相对于地球轨道半长径所张的夹角。通过测量天体在天球上(相对于遥远的背景星)相隔半年位置的变化而测得。,The Stellar Parallax,恒星
7、的距离 Stellar Distance,19世纪30年代，有几个人差不多在同时候取得了成功：1837,W.Struve,Lyrae(织女星),p=0.125(0.121)1838,F.W.Bessel,Cygnus 61,p=0.314(0.294)1839,T.Henderson,Centauri,p=1.16(0.76)所有已知的恒星，它们的视差都小于1角秒。,秒差距 Parsec,恒星的距离通常以秒差距(parsec,pc)或光年(light year,ly)作为单位。令a=1 AU 为平均日地距离(1天文单位)，d为恒星的距离，则,1 秒差距是周年视差为1的天体的距离。1 秒差距(p
8、c)=3.26光年(ly)=206265天文单位(AU),d=1/p,d=distance in parsec p=parallax in arcsecond1 pc=3.09x1013 km=206,265 AU=3.26 ly,视差法测量恒星距离的限制 由于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0.01Hipparcos人造卫星（1989年8月发射）High Precision Parallax Collecting Satellite角分辨率达到0.001测量了约100万颗恒星的距离,三角测距法通常只适用于近距离（30-500 pc）的恒星。
9、,但VLBA技术的使用可能使三角测距达10 kpc.,望远镜与天文观测,观测天体的重要手段是天文望远镜。可以毫不夸张地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的不断改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。,1608年，荷兰眼镜商李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，制造了人类历史第一架望远镜。1609年，天文学家伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的折射式天文望远镜。这架望远镜将天文学带入了望远镜时代。,意大利数学家、天文学家和物理学家伽利略(1564-1642)。,伽利略发明的的折射式望远镜。,折射式,1609
10、年，伽利略利用光线穿透玻璃时会折射弯曲的透镜聚光原理，创制折射式透镜望远镜并首次用它窥天。看到了太阳黑子、月球上的群山阴影、木星较大的4个卫星以及金星的面相。,折射望远镜的红、绿、蓝三色的色差,随后在1611年，德国天文学家开普勒又将天文望远镜作了改进，提高了放大倍数。直到今天人们使用的折射式望远镜还是这两种。天文望远镜采用的是开普勒式。折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，比较适合于做天体测量方面的工作。但是它也有一定的缺陷，巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年折射望远镜的发展达到顶点，技术上的限制使得此后的一百多年中再也没有更大的折射望远镜出现。,英国物理学家、数
11、学家牛顿(1642-1727),1668年，牛顿创制第一架反射式面镜望远镜，清楚地观看出木星的8个较大卫星。消除了透镜望远镜产生色差的缺点，且有镜筒短、便宜、易维护等优点,牛顿发明的反射式望远镜,牛顿式,1668年诞生了第一架反射式望远镜。经过多次磨制非球面的透镜失败后，牛顿另辟思路发明了反射望远镜。用反射镜代替折射镜是一个巨大的成功。它有许多优点，而且相对于折射望远镜比较容易制作，虽然它也存在固有的不足。,折反射式望远镜最早出现于1814年。到了1931年，德国光学家施密特将一块近于平行板的非球面薄透镜与球面反射镜相配合，制成了一架折反射望远镜。这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大
12、面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。这类望远镜已经成了天文观测的重要工具。它兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和摄影。三百多年来，光学望远镜一直是天文观测最重要的工具。,施密特式,施密特卡赛格林式,首先发明这种型式望远镜的是德国人史密特。光线先透一片透镜产生曲折，再经一面反射镜将光反射聚焦，这种结合折射与反射的光学系统就称为折反射式望远镜。史密特研磨了一片中央凸、周边凹、形状复杂的波浪状修正透镜，将这片修正透镜置于镜筒最前端，让光线进入后不是收缩聚焦，而是向外产生曲折，然后经后方的球面主镜反射聚焦。如果在焦点处放上底片，就是天文摄影专用的史密特照相机。若用第
13、二面反射镜（副镜）将光线再反射到主镜后方的开孔，就称为史密特盖赛格林式望远镜。,法国人盖赛格林于1672年发明的盖赛格林式反射望远镜。它的基本原理同牛顿式反射镜，都是用一面凹的抛物面主镜将光线反射回镜筒前，不同于牛顿式反射镜的是，盖赛格林式反射镜在镜筒前用一面凸的双曲面副镜将光线反射回主镜中央的开孔并聚焦成像，这种焦点位置在主镜后方的就称为盖赛格林式反射望远镜。盖赛格林式反射望远镜的光路是在镜筒内来回反射二次，并经过副镜的再放大，所以镜筒可以很短，焦距却可以很长，对高倍率的观察有很大的好处。,全球最大的已投入使用的凯克望远镜。,欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT)。,美国主持建造的双子(Gemi
14、ni)望远镜,1932年，央斯基（Jansky.K.G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。二次大战后，射电天文学脱颖而出。射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用。六十年代天文学的四大发现：类星体、脉冲星、星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。除了射电观测，非可见光天文观测还包括红外观测、紫外观测、X射线观测和射线观测等。由于这几种天文观测受地球大气的影响更大，人们往往将望远镜安装在飞机上，或用热气球载上高空。此后又用火箭、航天飞机和卫星等空间技术将望远镜送到地球大气层外。,全球最大的美国阿雷西
15、博射电望远镜。,上海和乌鲁木齐的25米射电望远镜,空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势。光学空间望远镜可以比在地面接收到宽得多的波段。由于没有大气抖动，分辨率也得到了极大的提高。空间没有重力，仪器也不会因自重而变形。以天文学家哈勃的名字命名的哈勃空间望远镜（HST）是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作。成功
16、的修复使哈勃望远镜的性能达到甚至超过了原先设计的目标。观测结果表明它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。它对国际天文学界的发展有非常重要的影响。,欧洲空间局的XMM空间望远镜,光学望远镜的主要技术参数,1782年，威廉赫瑟尔用12公尺长、直径30公分的反射式望远镜（图3），绘制了首张详细的银河天体图。让我们知道银河系是我们自己所在的星系，其光芒源自其中数十亿的星球与星云。1826年，弗朗哈佛建造了一座直径25公分的透镜及精巧时控台座可追踪星体移动的望远镜。,聚光能力(light gathering power),1.物镜口径、物镜焦距和相对口径,聚光能力是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示,与
17、望遂镜焦距,放大倍无关。人眼的瞳孔口径在黑暗的环境能够扩大至7mm。,解析能力(angular resolution power),2.分辨角,小口径望远镜不能将两颗接近星点分辨,大口径望远镜能将两颗接近星点分辨,3.放大率 M=fo/fe(物镜焦长与目镜焦长比),透过望远镜可以看到人眼不能看见的暗弱星体。这是因为望远镜的集光力较人眼强能够看到较暗的星,但这是有限度的。极限星等是指该台望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星最暗为6等而50mm口径的望远镜则为10.3等。当然口径愈大所能见的极限星等愈暗。,5.极限星等,4.视场,一份旋转星图、一个指南针及电筒是最基本的工具。,经纬仪及赤道仪
18、,支持天文望远镜的镜筒,可以对准天空任何方向,使它把天体引导入视野之中,这是台架的任务。其型式有经纬仪式和赤道仪式二种。,经纬仪是可把镜筒向水平和上下两个方向自由自在移动的型式。构造和用法都很简单,只是对因周日运动而移动的星星之追踪比较困难,顶操作两支微动杆,否则星星会由视野中跑掉。经纬仪的使用法与赤道仪不一样,没有极轴调整的必要,至于星星的追踪方面,把上下、水平微动杆不断地转动,或者是把天体移至视野边缘,不用微动,让天体本身在视野中移动时紧盯着观测。因为视野在旋转,所以星野照相不能做长时间曝光。,追踪因周日运动而移动的天体,最简单的方法是使用赤道仪式台架,确实比经纬仪方便得多。只要明白了使用
19、的要领,作目视观则或照相均会产生很好的效果。晚间的星空,以北天极和南天极联机的自转轴为中心,每日旋转一次,称为日周运动。在赤道仪的台架上,把极轴(或称赤经轴)向北天极延长(在南半球时向南天极),就能简单地追踪星星的移动。换句话说,让赤道仪的极轴和地球的地轴平行,这个作业称为极轴调整,使用赤道仪时绝不能忘记,事先要与极轴对准平。,赤道仪的台架分为附有赤经、赤纬微动杆的,以及附装极轴马达追踪式两种。附有微动杆的比经纬台的星星追踪方便,但须连续手动以便继续追踪,如果预算许可,最好是采用马达追踪式,会方便得多。必须调整赤道仪赤纬轴和极轴全体的平衡。如果平衡状态调节良好,固定螺丝放松时镜筒会静止,赤道仪的运转就会很圆滑,使用起来很平稳。近年生产商在高级的赤道仪加进了GOTO功能，使用者可以指令望远镜自动指向观察目标。但耗电量大，野外观星时要携带大型蓄电池。,Meade LX200 计算机控制经纬仪与折反射望远镜,由计算机控制水平和上下两个方向的移动来追踪星星。和传统经纬仪一样,没有极轴调整的必要,使用者只须在每次观察前，手动导入2颗参考星，之后你就可以轻松地命令望远镜指向观察目标。使用方便但耗电量大，野外观星时要携带大型蓄电池。因为视场在旋转,要用它来作长时间曝光的天文摄影，必须配合视场旋转器度(field de-rotater)使用,
