天体基本参量及其测量方法.ppt

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1、天体基本参量及其测量方法,天体基本量:包括天体在空间的位置、距离、运动速度、大小、质量和光度等。一、天体位置及其测定 二、天体距离的测定 三、天体运动速度测定 四、天体质量的测定 五、天体光度测定,一、天体在空间位置及其测定,1、天球、天球坐标系2、天球坐标系及其应用3、天球参考系的实现4、天文参考系,一)、天文参考系,天文参考系：包括两个相互关联又各自独立的天球参考系和地球参考系。天球参考系:是以一组恒星在某一历元t时的天球赤道坐标系中的位置来具体实现的，即给出历元t时：北天极、天赤道、春分点在天球上的位置。地球参考系:是以地面一组台站的地理坐标()实现的,即给出某一历元t时地球北极、地球赤

2、道、经度起算点在地球表面上的位置。,历元t时天球赤道坐标系图,天球参考系：1、它是以天球赤道坐标系形式给出的，所以首先需要定义一个天球赤道坐标系。2、天球参考系应是一个实体。满足天文学观测与研究需要。它是通过一组恒星在赤道坐标系中位置即某一历元t恒星的赤经和赤纬值实现的。,天球参考系的建立流程图,太阳和行星观测 恒星位置精确测定 相对河外星系测恒星 赤道和分点改正 原始星表(t)恒星自行系统改正 基本坐标系(T)精确测定岁差常数值 天球惯性参考系(T。),二)、天球和天球坐标系,1、天球和天球上的基本点、圈 2、天球坐标系3、天体观测位置的归算4、天体位置历表的编制,1、天球和天球上的基本点、

3、圈,天球：以任意点为圆心，以任意长为半经的球。基本点和基本圈：天顶和真地平圈、天极和天赤道、天子午圈和四方点、天黄极、天黄道和春分点,天球图,1）、天顶和真地平圈：当地的铅垂线方向延长与天球相交，观测者头顶方向那个交点即为天顶。距天顶90的大圆称为真地平圈。,2）、天极和天赤道：地球自转轴的延长线称为天轴。天轴与天球相交两点，地球北极往外延伸与天球相交那点为北天极P（另一点为南天极）。地球赤道往外延伸与天球所截的大圆为天赤道。天赤道到天极为90。,3）、天子午圈和四方点：天顶和天极所在的大圆称为天子午圈。天子午圈与真地平圈相交两点，靠近北天极的那点是北点，用N表示。和北点相对的那点为南点，用S

4、表示。,在真地平圈顺时针量，距北点和南点各90的地方对应的点分别是东点（E）和西点（W）。,4）、天黄极、黄道和春分点：地球公转轨道面往外延伸与天球所截的大圆为黄道。过天球的中心作垂直于黄道面一条直线，该直线与天球相交两点，靠近北天极那点为北黄极（靠近南天极那个交点为南黄极）。春分点则是天赤道与黄道二交点之一，春分日那一天太阳由南半天球进入北半天球经过的交点为春分点（春分点也称为升交点）。另一点则称为秋分点。5)、天球中心通常取：观测者、地心、日心。,2、天球地平坐标系(观测时使用),取：天顶为基本极、真地平为基本圈的天球坐标系称为天球地平坐标系。坐标系零经度起算点为北点N。天体的位置：用方位

5、角A和地平高度h来描述。天球地平坐标系的建立，依赖观测者所在地的铅垂线方向，不同地点的铅垂线方向不同，因此，天球地平坐标系具有地方性。,天球地平坐标系,天极P的地平高度与当地地理纬度,由图可见：Z0 Q（地理纬度）P 0 E=h（天极的地平高度）如果这两个角相等，则有天极的地平高度h 等于当地地理纬度（证明：两条边相互垂直的角相等）,3、天球时角坐标系(观测时使用),取天极为基本极、天赤道为基本圈、零经度起算点为天赤道与天子午圈二交点之一，靠近南点S那个交点Q，该坐标系称为天球时角坐系。天体在时角坐标系中位置用时角t和赤伟表示。天球时角坐标系的时角t起算点依赖天子午圈，观测地的地理经度不同，天

6、子午圈也不同，时角坐标系也具有地方性。,天球时角坐标系,4、天球赤道坐标系(历表使用),取天极为基本极、天赤道为基本圈、春分点为基本点，该坐标系称为天球赤道坐标系。天体在天球赤道坐标系中位置用:赤经和赤伟来描述。天球赤道坐标系的两个量赤经和赤伟均与观测地点无关，不具地方性。,天球赤道坐标系,春分点的时角与天体的赤经、时角间关系,两个结论：一、以小时表示的春分点的时角t，在数值上等于任意天体的时角t和赤经之和。即有：春分点时角t=任意天体（赤经+时角t）进一步可以导出:二、以小时表示的春分点时角t在数值上等于当地地方恒星时S。,赤道坐标系与时角坐标系,5、天球黄道坐标系(历表使用),取黄道为基本

7、圈，黄极为基本极，春分点为基本点，该坐标系为天球黄道坐标系；天体在黄道坐标系中的位置用：黄经和黄伟来表示；天球黄道坐标系与观测地无关；,黄道坐标与赤道坐标,天体赤纬和天顶距Z与观测点纬度间的关系图,在纬度处天体的天顶距z与赤纬关系,A:天体上中天时(上中天:是指天体在天极以南过天子午圈时刻)在天顶以南上中天 Z=-在天顶以北上中天 Z=-B:天体下中天时(下中天:是指天体在天极以北过天子午圈时刻)Z=180-(+),6、天球银道坐标系(历表使用),以银极为基本点,银道为基本圈,以银心方向为经度起算点建立的天球坐标系.经度逆时针量为正,天体在银道坐标系中用银经L和银纬b表示.北银极的赤道坐标值为

8、:=12时49分,=2724(1950.0);银道与天赤道交角为6236;银心方向的赤道坐标值为:=17时42.4分,=-2855(1950.0);银道升交点的赤经为:28215;银经为:33 时00分(1950.0),7、天球坐标系间转换与应用,天球地平坐标系和时角坐标系因为具有地方性，在天文观测中，天文望远镜的跟踪装置一般均采用地平装置和赤道装置（时角坐标系）；赤道坐标系和黄道坐标系因为和观测地点无关，因此，它们在天文历表中使用；几种天球坐标系之间可以互相转换，转换公式详见天文学教程（2003年高教出版社）；,8、空间直角坐标系建立,现代计算技术需要矢量计算，天体、星系的距离测定是研究观测

9、到的宇宙的大小一个关键的基本参数。天文参考系的建立需要由选定的一组恒星坐标来具体实现，因此需要对恒星观测位置进行一系列必要修正,以消除各种误差的影响。,需要知道天体到地心、日心的距离,三)、天体观测位置的改正方法,天体观测位置为什么要改正?即由t时天体的观测位置求定向历元T时天体的平位置方法：历元（T）平位置观测位置(t)大气折射改正周日（视差、光行差改正）周年（视差、光行差改正）章动改正(t)岁差(T-t)自行(T-t)；备注：天体观测位置（t）对应地面天球坐标系；加周日视差改正后，坐标系原点移到地心；加周年视差改正后，坐标系原点移到日心（太阳系质心）；,1、大气折射改正,由于地球周围大气的

10、影响，使地球上观测者看到天体的天顶距Z比没有大气时缩短了，或者说天体的地平高度增加了。公式：Z Z 为大气折射改正值 天体提前升起，推迟下降。光学、激光、雷达、射电干涉测量都要改正。,大气折射示意图,2、天体视差和视差位移,天体的周日视差改正,天体的视差现象:是由于观测者在空间位置不同引起的观测同一天体方向的变化；观测者空间位置不同是由于观测者随地球自转、公转及银河系运动；,地平视差（周日视差最大时）：天体对地球赤道半径a的张角。地面观测者（地面坐标系），观测的结果经过周日视差改正后，将观测结果化到地心坐标系。周日视差：代表天体到地心的距离（以地球赤道半径为单位的地心距离）,天体的周年视差改正

11、,周年视差：天体对地球绕太阳运动轨道半长径a的张角。周年视差代表天体距太阳系质心的距离即到日心的距离。（它是以天文单位AU为单位的日心距离）,周年视差示意图,观测天体的位置经过周年视差改正后，天体的地心位置转换到太阳系质心(日心)坐标系的位置。,3、天体的光行差现象,因观测者在空间具有运动速度,在光速C是有限值的情况下,造成的观测天体方向（位置）的差异，称为天体的光行差现象。观测者在空间具有的速度：随地球自转具有的周日运动速度；随地球公转具有的周年运动速度；随银河系转动具有的长期运动速度。光行差分为两大类：恒星光行差和行星光行差。,1）、恒星光行差及其改正,恒星光行差是不考虑天体本身在空间的运

12、动速度V，（即不考虑光线传播所需要时间光行时）在光速C为有限值情况下，只是由观测者在空间具有运动速度 造成的天体光行差象。恒星等一类天体可以不考虑光行时。恒星光行差又分为：恒星周日光行差（周日运动速度）、恒星周年光行差（周年运动速度）和长期光行差。,2)、行星光行差及其改正,行星光行差：光速C为有限值，观测者在空间具有一定速度，同时还要考虑光线传播所需要的时间光行时（即要考虑天体本身的运动速度V）情况下的天体光行差现象（用于观测行星时改正）。改正量：t时天体的视位置或视方向（看到的）等于t-时天体真位置或真方向。,行星光行差示意图,4、岁差和章动,在外力（太阳、月球、行星）的作用下，地球自转轴

13、在空间绕黄极方向顺时针（从北黄极看）运动，运动速度为50.37/年，其中长周期即运动周期为25800年的平均运动称为：岁差。相对平均运动的短周期（最大周期18.6年）的摆动，称为章动。,岁差和章动：引起各地所见的星空状况发生变化，如：6000年前我国许多地区可见到南十字座，现在只在海南岛可见。引起春分点在天球上西移，速度为：50.24/年，所有天体的坐标发生变化。由于春分点运动方向与太阳周年视运动方向相反，这就是造成回归年比恒星年短的原因。,1）、岁差和章动的描述,平天极P：只有岁差运动的天极，称为平天极。真天极P：任意时刻t天极的实际位置，称为真天极。真天极P相对平天极P的运动称为：章动。真

14、天极P相对平天极P运动的轨迹是个椭圆称为：章动椭圆。章动椭圆的中心是平天极P。,2）、岁差的分类,A、日月岁差：是由日、月引力引起的平天极运动，造成平春分点的西退，但不改变黄极在空间的方向和黄赤交角大小。日月岁差引起春分点沿着黄道西退,速度是50.24/年，由天文观测得到的。,B、行星岁差：它是由行星对地球公转轨道面摄动形成的，它使黄道面在空间发生变化，造成黄极和黄赤交角发生变化。变化大小是根据理论推导出来的（理论值）。,3）、岁差造成平春分点的运动,平春分点在日月岁差的影响下，使得春分点沿着黄道西退，速度为50.38/年（实测值）。行星岁差使得春分点沿着平赤道朝着赤经减小方向运动，其速度为

15、0.10553/年（理论值）。平春分点在日月岁差和行星岁差共同影响下，每年沿黄道西退约50“.3/年。,一回归年：太阳连续两次过春分点的时间间隔为一回归年（一回归年=365.2422平太阳日）一恒星年：太阳连续两次过黄道上某一固定点的时间间隔为一恒星年（一恒星年=365.2564平太阳日）回归年和恒星年不等的现象称为岁差,公历(阳历)的历法原则,公历是以一回归为历年的基本单位。历法的原则,一年必须包含日的整数。公历一年365天,1 3 5 7 8 10 12每月31天。4 6 9 11每月为30天、2月为28天。4年设置一个润年(凡是公元年数能被4整除的为润年),润年的2月为29天。为了保持公

16、历年与回归年接近,400年设置97个润年(世纪数不能被4整除的年不设闰年)。公历年:365(400-97)+36697=146097(天)回归年:365.2422400=146096.88(天)一公历年与一回归年相差:0.0003天,4）、章动,章动：真天极P绕平天极P。的运动就是章动。形成章动原因：主要是月球对地球公转运动摄动造成的。章动由若干个周期叠加而成的，其中最大周期为18.6年，振幅为9“.2025。真天极相对平天极运动的两个量：黄经章动和交角章动。、是月球、太阳坐标的函数（共106项）。,A、章动椭圆,真天极P相对平天极P。的运动可以用它在坐标系中的坐标来表示，P点的y坐标是交角章

17、动，P点的x坐标是黄经章动 乘以黄赤交角的正弦。真天极P相对平天极P。运动的轨迹为椭圆。,B、岁差和章动对天体坐标的影响,岁差：改变天体的赤道坐标、黄道坐标和黄赤交角大小章动：改变天体的赤道坐标、黄道坐标和黄赤交角大小,5、恒星自行,恒星自行：恒星在空间运动速度V在天球上的投影部分称为：恒星自行。恒星自行即不是恒星的整体运动V，也不等于恒星空间运动速度V的切向速度。恒星自行 代表恒星位置在天球上的变化，恒星自行 通常分解为赤经自行和赤纬自行。,恒星在空间运动速度的测定,空间运动速度可以分解成:视向速度和切向速度.视向速度 可以利用测定恒星光谱多普勒位移求得:=c(-。)/。C 光速、Z=(-。

18、)/。为谱线红移量 切向速度 可以利用恒星自行 求得：=/206265 1rad(弧度)=206265 的单位是角秒 空间运动速度满足:=+,天体在天球上位置的测定方法,1,建立天球坐标系:地平 时角 赤道 黄道 银道2,观测天体位置需要加的改正:大气折射改正 折射使天体视位置增高了 视差改正 视差是由于观测者空间位置变化(周日 周年)光行差改正 光行差是由于观测者具有速度(恒星 行 星两类)岁差和章动改正 依据的天球坐标系在空间随时间变化 恒星自行改正 恒星本身具有的运动在天球上的投影部分,3,经过上述改正后天体位置 对应某一时刻(定向历元)天体平位置(平赤道 平天极 平春分点)平天极 只有

19、岁差运动的天极 4,天球平赤道坐标系 由一组恒星平位置(某一定向历元天体位置历表 星表)所体现的天球坐标系,二、天体距离的测定方法,1、雷达和三角视差测距2、分光视差测距3、利用造父变星测距4、天体红移测距,1、太阳系内天体和近距离恒星,1）、雷达测距法 太阳系内天体(含人造天体)2）、太阳系内天体环绕着太阳作椭圆运动，太阳处在椭圆的一个焦点上，通过天文观测确定行星的轨道，则轨道半长轴a为行星到太阳的平均距离，向径为到太阳的瞬时距离。,3)、三角视差法 三角视差分为两类：一类是以地球半径为基线，测定的天体视差值为周日视差（也称地心视差）。给出的是天体到地心的距离。因观测者随地球自转，改变了观测

20、者在空间位置。另一类是以日地的平均距离为基线，测定的天体视差值为周年视差（也称日心视差）。给出的是天体到日心的距离。因观测者随地球绕日公转，改变了观测者在空间位置。三角视差法只适用于近距离的恒星。,三角视差法测量的原理示意图,A、天体周年视差的测定方法,天体视差：由于观测者在空间位置不同，观测同一天体的方向之差，称为天体视差。天体视差的测定方法，例如利用天体照相仪相隔半年拍摄同一天体及背景恒星，测量照相底片上天体位置变化，便可得到天体的周年视差。,周年视差（日心视差）,天体周年视差的测定,B、天文单位和近距离的恒星距离测定,C、三角视差法是天体测距的基础,地面三角视差测量 由于受大气等各种因素

21、的影响，地面测量天体视差的精度为0.02,对应的距离为50pc（PC为秒差距）。50pc的恒星的距离是精确的。恒星周年视差（恒星对日地平均距离的张角）为一角秒时，距离定义为一秒差距（pc)。1(pc）206265(为日地平均距离)日地平均距离，称为一个天文单位 1 天文单位1.496 10km=1pc/206265,1秒差距（pc)206265AU（AU-天文单位）=3.0856810km,空间三角视差测量 1989年，发射的依巴谷卫星是专门测量恒星的周年视差（日心视差）的，其测量精度为 0.002。对应的天体距离是500pc（PC秒差距），也就说恒星的距离在500pc范围内，三角视差测量精确

22、的。距离单位还有：光年 一光年 63239.8 AU(天文单位),2、分光视差测量恒星的距离,这是分析恒星光谱谱线测定恒星距离的一种方法。根据观测可以得到恒星的视星等m，通过分析恒星光谱的强度和宽度，可以得出恒星的绝对星等M，在作恒星距离测定时，绝对星等M和视星等m必须进行星际消光的影响，采用下列公式：5lgr=mM5 可求得恒星距离r（单位为秒差距pc）。这种方法可以测定恒星距离在310pc。分光视差也能测定银河星团的距离。,补充知识：,天体的明亮程度用“星等”表示 人的眼睛视觉感受到的天体明亮程度称为：视星等（m）；视星等m相差一等的恒星，二者照度之比为2.512；人的眼睛一般能看到6等星

23、；比一等星亮的为0等星，更亮的为“”的，如太阳为26.74等；大望远镜可观测到25等暗星；天体亮度和天体距离的平方成反比，看起来亮（近）发光不一定强；看起来暗（远）发光不一定弱；,绝对星等M是将恒星放到标准距离10pc（即32.6光年）处时，所具有的视星等值称为绝对星等M（也为绝对亮度）；绝对星等和天体的光度成正比；绝对星等越大光度越大；,把恒星看作“黑体”-它能吸收辐射到表面上一切光；对于温度为T的黑体，辐射能量按波长分布，能量峰值对应的波长与表面温度T的乘积是一个常量b,即*Tb;b2.898.10m.k 只要在所拍的恒星光谱图中能查找出最明亮谱线所对应的波长，就可以推出恒星表面温度T。,

24、3、造父变星测定距离,临近的星系可以利用造父变星测定距离；造父变星的光度和光变周期之间存在：光度越大，光变周期越长的关系；由测得的光变周期求出它们的绝对星等，再和视星等进行比较，算出河外星系的距离来；临近的星系约在10pc；球状星团可以利用天琴座RR变星测定距离；RR变星的特点光变周期不同，但是它们的绝对星等M为0.5等是相同的，由观测得到视星等m，便可测定含有RR变星的星团的距离；球状星团距离约在3 10pc；,变星的光变周期图,4、利用谱线红移测定星系距离,观测表明，河外星系的光谱线都有红移现象，而且红移量z与距离成正比，即哈勃定律：cz/H。其中r是星系的距离，c是光速，z是红移量，H。

25、是哈勃常量（50km s M pc），只要测出红移量Z便可求出河外星系的距离r。,三、天体质量和大小的测定,1，行星及卫星质量和大小的测定2，恒星质量和大小的测定3，星系质量的测定4，星系团质量的测定,1，行星及卫星的质量和大小,A，测定行星和卫星质量的方法：根据行星运动方程确定的六个轨道根素，导出的行星公转的恒星周期 T：,B,行星和卫星大小测定的方法 根据观测得到的行星或卫星的视角径大小和距离后，利用三角公式计算其大小,行星和大卫星的形状近似为旋转椭球体；行星和大卫星的体积V4(R)R/3,其中R 是赤道半径，R 是极半径；,2，恒星质量和大小的测定,A，太阳大小和质量的测定*通过观测测得

26、太阳视园面的视角半径，日地距离已知，太阳的线半径R可求；*太阳的质量可通过开普勒第三定律修正公式(M+m)/(m+m)=(a/a).(T/T)其中M 代表太阳的质量，m代表行星的质量，m代表行星卫星的质量，a 代表行星的半长径，a 卫星的半长径，T 行星公转周期，T 卫星绕行星的转动周期；把地球和月球质量、半长径、转动周期代入可得太阳质量为：1.98910kg，是地球质量的33万多倍；,B,恒星质量的测定 除了太阳，只有双星系统的成员才能从轨道运动中直接测定；单星是无法直接测定其质量的；理论上，根据广义相对论的引力红移效应，可以测定单星的质量，但很难；对于双星系统，按修正的开普勒三定律导出的：

27、(M+M)p=a 恒星视差，a轨道半长径 其中、a的单位是角秒，M，M 分别代表主星和伴星的质量，以太阳质量为质量单位，p以回归年为单位；由上面公式求出的是双星质量和，还要设法找出二者质量M/M 比例系数；,C,恒星大小的测定1，干涉法：装置将恒星园面分成相等的两面，一颗单星大致相当于两个点光源，产生干涉，测恒星角直径；(1.22/d)2,月掩星法：记录掩星时光电流变化曲线，月球掩星的位置，分析出掩星的时间间隔和月球的运动数据，求出恒星的角直径；3，间接方法：依据公式总辐射流（光度）L4 RT 其中，4 R恒星表面的总面积，T有效温度，为玻耳兹曼常量，L、T分别从绝对星等和色指数得到，R可求；

28、,3，星系质量的测定,银河系质量测定星系质量的测定星系团质量的测定,1），银河系的质量测定,A,银河系的自转曲线和质量分布(1)R R0(天体在银道面上银心距R,太阳银心距R0):HI云 测量在视线方向上的一系列HI云的21厘米谱线的最大位移 最大视向速度Vr,max轨道运动速度 Vr,max=R(0)轨道半径 R=R0 sin L(R),V(R),(2)R R0:CO分子云和HII区转动角速度(R)：观测CO分子的2.6毫米谱线测定视向速度利用Oort公式 Vr=R0(-0)sinL(R)轨道半径R：CO分子云常和HII区成协，可以由HII区内的高温恒星测定其距离。,B,自转曲线银河系自转速

29、度或角速度随半径变化的曲线,内区：刚体转动，外区：较为平坦。在太阳附近：转动速度随半径的增大而减小。,C,银河系质量,在太阳轨道内包含的质量为：M=R0V02/G 1.01011M 银河系的可见质量约为2.01011M 银河系的实际质量远超过1011 M，表明在银晕和银冕中存在大量的暗物质。,2），星系质量测量,A,旋涡星系的自转曲线 谱线位移 自转速度 质量,星系 NGC 247：蓝色和红色分别表示恒星和HII 区的辐射自转曲线：实心和空心点分别代表HII 区和HI 区，实线代表只考虑可见物质的自转曲线,B,双重星系与星系团,谱线位移 星系的运动速度+星系间的距离 统计（引力）质量,C,测量

30、结果,正常漩涡星系与椭圆星系质量 1011-1012 M不规则星系质量 108-1010 M矮椭圆星系质量 106-107 M星系团质量 1013-1014 M,3)，星系团 质量的测定,不规则星系团形态松散，主要由旋涡星系组成,室女（Virgo）星系团距离18 Mpc，直径3 Mpc，成员星系2500个，其中椭圆星系占19%，旋涡星系占68%。,室女星系团的中心区域,星系团的质量 星系团由于成员星系的运动而免于坍缩，由此可估计星系团的质量：M rV2/G对一个典型的富星系团：r 1 Mpc,V 1000 km/s M 21014 M星系团通常包含 1000 星系，每个星系的光度 LMW 1010 L 质光比 M/L 20 M/L 星系团中 95%的物质是暗物质！,星系际气体(intergalactic gas)X射线卫星观测发现在星系团内存在大量的热气体（温度107-108 K，密度1 cm-3）。气体的质量与星系团的可见质量相仿或稍高。因此它不能解决星系团的短缺质量问题。,室女星系团,为了束缚热气体，星系团内必定包含大量暗物质,星系Abell 2390（上）和MS2137.3-2353（下）的X射线（左）与光学（右）像。气体与恒星的质量仅为束缚气体所需质量的13%,