第三章天文观测与天文测量2分解

普通天文学第三章天文观测和天文测量（2）2020/2/17普通天文学2主要内容•天体的辐射•天文观测工具•天文测量•天体光度测量•天体光谱测量•其他测量2020/2/17普通天文学3三、天文测量•主要任务：以球面天文学为基础，通过天文测量仪器，观测宇宙中的天体，确定地面点的天文坐标，以及地面目标方向的天文方位角•天文坐标：天文经度、天文纬度•测定天文坐标和天文方位角的工作称为天文测量2020/2/17普通天文学4天文测量的应用•高精度的一、二等天文测量经典大地测量中，为国家控制网提供起算数据和方位控制数据，为研究地球形状和大小提供资料•较低精度的三、四等天文测量铁路、公路、高压电缆、输油管道等的勘查、设计和施工为航天、航海部门提供高精度的子午基准为现代机场的惯性基准系统建设，提供可靠的地面参数2020/2/17普通天文学5天文测量包括•天文经度测量•天文纬度测量•天文方位角测量2020/2/17普通天文学61、天文经度测量•在同一时刻，两地同一类地方时之差等于两地的经度之差•测定两地的经度之差实质就是测定这两地在同一瞬间的同一类地方时之差，这就是天文经度测量的基本原理•注意：(1)两地的地方时必须是同一类地方时；(2)两地的地方时必须是同一瞬间的2020/2/17普通天文学7ABABABABABmmmmsstt经度时角恒星时真时平时0TmSsS、T0代表格林尼治恒星时和平时2020/2/17普通天文学8•任何钟表的表面时不可能与准确时刻完全一致，某一瞬间的准确时刻与表面时刻之差，称为钟差(表差)u=准确时刻－表面时刻•采用不同类型的准确时刻，表差值也不同地方平时表差：u=m-X地方恒星时表差：u*=s–XX为表面时2020/2/17普通天文学9GGGGuuXuXuTmuuXuXuSs)()(0****结论：测定经度的实质就是测定表差表差是随时间变化的，不同时刻就有不同的表差。表速ω：单位时间内表差的变化ω=(u2–u1)/(X2–X1)表速本身的大小表示钟表的准确程度，表速变化的大小表示钟表的精密程度。2020/2/17普通天文学10•授时台将测定的精确时刻按一定程序发播一定频率的无线电讯号，以供测量、航运和科学研究应用，这种表示时间的讯号称为无线电时号•通过收录无线电时号，可以求得钟表对格林尼治地方时表差GGGGuuXuXuTmuuXuXuSs)()(0****2020/2/17普通天文学11如何求本地地方时表差？•表差与时角的关系s=α+tu*=α+t–XＸ为观测天体时所读取的表面时要通过天文观测求得表差，需要在观测时读取表面时，还需要测得天体的时角2020/2/17普通天文学12天体天顶距法测时角•利用天文定位三角形，已知测站纬度和天体的赤纬，在观测时刻Ｘ测得天体的天顶距ｚ，则：coscossinsincosarccoscos)90sin()90sin()90cos()90cos(coszttz2020/2/17普通天文学13*0*****0::cossinsinarccoscoscos,()GXGXuXXztXutXuuuuXX表面时时刻的格林尼治时表差天体观测时刻的时角　　　　　　表面时刻的地方时表差：　　　无线电时号天体天顶距法2020/2/17普通天文学142、天文纬度测量•天体天顶距法测纬度)sec/(tansincossinsincoscoscossinsincosttz)cos(cos),cos(cossinsincoscoscoscossinsinsinsincos)sincoscos(sinsintansincossinsincossectantanmnmnmznmmmzmmmztm令令以南中天时　　当观测天体在天顶中天时当观测天体在天顶以北nmnm2020/2/17普通天文学15m、n?以南中天时　　当观测天体在天顶中天时当观测天体在天顶以北nmnmPZDNSQbmnPZDNSQbnm2020/2/17普通天文学16多星等高法•应用特制的等高仪或一般的经纬仪，观测均匀分布在各象限的若干颗恒星经过同一等高圈的表面时刻，并在观测前后收录时号，最后用图解法或解析法可以同时求得测站的经度和纬度2020/2/17普通天文学17333222111coscoscossinsincoscoscoscossinsincoscoscoscossinsincoscoscoscossinsincostztztztzu*=α+t–Xt=α–X–u*2020/2/17普通天文学183、天文方位角测量•测站至地面目标点的天文方位角就是测站的子午圈和通过地面目标点的垂直圈之间的水平夹角，由正北方向顺时针计量。∠MON=Q+AQ:可用经纬仪直接测得A:可根据天文定位三角形计算NSM(目标点)BO测站ZbQAzzAsincoscossinsincos2020/2/17普通天文学19四、天体光度测量•简称“测光”，即测量天体的亮度•早期只对可见光进行测量，由此得名•广义上，应理解为辐射测量•测量来自有限波段范围内的辐射流2020/2/17普通天文学202020/2/17普通天文学211、亮度和视星等•眼睛可以直接观测到天体辐射的可见光波段，人们对天体发光所感觉到的明亮程度称为亮度•表示天体明暗程度的相对亮度并以对数标度测量的数值定义为视星等ｍ(简称星等)星等是天文学史上传统形成的表示天体亮度的一套特殊方法。古希腊天文学家根据恒星的明亮程度把它们分成６等，最亮的星为１等星，肉眼刚好能看的星为６等星，恒星越亮星等数就越小。2020/2/17普通天文学22•19世纪，通过光度计测定，1等星的平均亮度约为6等星的100倍•定义：星等比＝1001/5＝2.512即星等相差１级，亮度相差2.512倍星等之间是等差级数，亮度之间是等比级数2020/2/17普通天文学23•比6等星更暗的星，表示为7等、8等……现代大口径望远镜能观测到25等的暗星•比1等星更亮的天体，可以用0值和负值来表示，并且不一定要是整数，例如：天狼星：-1.44~-1.58m太阳：-26.75m满月：-11~-12.74m织女星：0.03m2020/2/17普通天文学24星等如何测算？•生理学得出：人眼的反应与亮度的对数成正比•星等ｍ跟亮度(照度)Ｅ满足普森公式：ｍ１－ｍ２＝－Ｋｌｇ（Ｅ1/Ｅ2）由星等相差１等，亮度之比就相差2.512，得Ｋ＝2.5取０等星(m2=0)的亮度为E2=1,则有ｍ１＝－2.5ｌｇＥ１2020/2/17普通天文学252、光度和绝对星等•太阳比其他恒星的亮度都大，它的发光能力最强？•光源的亮度与其距离的平方成反比•为了比较不同恒星的真实发光能力，必须设想把它们移到相同的距离上，才能比较它们的真正亮度，即光度。恒星的光度即恒星的真实亮度。光度是指天体各波长辐射的总功率2020/2/17普通天文学26•天文学上把这个标准距离定为10秒差距，即32.6光年•秒差距：天文学上常用的距离单位1秒差距＝3.26光年•绝对星等：假设把天体放到10秒差距远的地方，所观测到的视星等，用M表示M＝m+5–5lgdd为天体的距离(秒差距)，m为视星等2020/2/17普通天文学27•天体的绝对亮度或绝对星等代表了天体的光度•恒星世界里，光度差异十分悬殊•有的恒星的光度是太阳的100万倍，有的恒星光度仅太阳的百万分之一•太阳的绝对星等是4.82020/2/17普通天文学28概念比较•亮度、照度、光度•辐射流、辐射密度、辐射强度•视星等、绝对星等2020/2/17普通天文学293、光度测量方法•测光的基本原理：在相同条件下，等同的辐射流能使探测装置产生等同的“响应”，将待测星与已知星等的星作比较，根据探测装置对它们的“响应”，可求出待测天体的光度，再推算待测星的星等。目视测光照相测光光电测光2020/2/17普通天文学302020/2/17普通天文学31•目视测光：用眼睛直接估计天体的亮度方法简单易行，需要经验，精度差(在0.02~0.2个星等之间)•照相测光：用天文底片作探测器进行测光同一底片上拍摄待测星和一系列已知星等的星，作曲线内插，精度约为0.05个星等•光电测光：用光电光度计进行测光待测星的仪器读数减去天空背景的读数作为星光产生的仪器响应。精度可达0.005~0.01个星等2020/2/17普通天文学32五、天体光谱测量•光谱早在17世纪就被发现，阳光透过棱镜会产生一条七色彩带，牛顿称之为“光谱”2020/2/17普通天文学331、光谱类型•连续光谱：炽热的固体、液体和高温高压气体都会发射各种波长的光波，形成不间断的连续光谱，如普通的钨丝灯。•发射光谱：在低压条件下，稀薄炽热的气体或蒸汽，只能产生单色的、分离的明线状光谱。每种化学元素都有独特的、固定波长位置的一组明线，如钠蒸汽，产生波长为5890埃和5896埃的一对黄线。（明线光谱）•吸收光谱：连续光谱背景上具有黑色吸收线的光谱，叫做吸收光谱。原本光源所发出连续的光谱，经过低压的气体或蒸汽，某些特殊波段能量被吸收，产生吸收光谱。2020/2/17普通天文学34低压气体吸收光谱发射光谱连续光谱2020/2/17普通天文学35基尔霍夫定律•(1)每一种元素都有自己的光谱；•(2)每一种元素都能吸收它能够发射的谱线。•这两条定律是分光学的基础2020/2/17普通天文学362、天体摄谱仪•用来对天体作光谱观测的装置准直系统色散系统照相系统成像镜光谱底片红紫2020/2/17普通天文学37•一般星光比较暗淡，必须借助望远镜才能得到理想的光谱•把摄谱仪接到望远镜上，分析天体光谱，这样的仪器就是天体摄谱仪2020/2/17普通天文学38光谱在天文研究中的应用•确定天体的化学组成•确定恒星的温度•确定恒星的压力•确定恒星的磁场•确定天体的视向速度和自转2020/2/17普通天文学39确定天体的化学组成•1828年法国哲学家孔德断言：“恒星的化学组成，是人类绝不能得到的知识。”不久之后，光谱的发现打破了他的断言。•在恒星光谱中，已认证出元素周期表中90%左右的天然元素。•恒星化学元素的含量基本相同，氢约占71%，氦约占27%2020/2/17普通天文学40确定恒星的温度•恒星化学组成差别不大，但是它们的光谱却千差万别，这是为什么？•是由自身物理状况不同造成的，恒星的光谱与恒星的外层温度有关。•温度的差异直接影响恒星外部各元素原子的电离程度和激发状态，导致发出的光不一样。2020/2/17普通天文学41确定恒星的压力•压力增大时，原子与离子、电子的距离变小。辐射或吸收光子的原子，因受周围离子或电子的作用会使谱线出现压力致宽，而且光谱中还会出现新的谱线。由此可推知恒星外部大气的厚度和压力2020/2/17普通天文学42确定恒星的磁场•实验表明：将光源置于强磁场中，光谱线会产生“分裂”效应——塞曼效应•利用天体谱线分裂的强度和状态可测知天体磁场的方向、分布与强度2020/2/17普通天文学43确定天体的视向速度和自转•根据多普勒效应，当光源远离我们而去，那么我们接收的辐射波长会变长。拍摄到的光谱向红端移动，称为谱线红移。•当光源接近我们时，其辐射波长缩短，谱线向紫端移动，称为谱线紫移。•波长改变量(红移量或紫移量)与光源和观测者之间相对运动速度有关(波长改变量与原波长之比，等于移动速度于光速之比)。•如果天体有自转运动，只要自转轴与我们的视向有一定夹角，便可测定它的不同边缘处的红移和紫移，从而推知天体的自转状况。2020/2/17普通天文学44六、其他测量1、天体距离的测定天文距离单位：天文单位(AU)：日地平均距离光年(ly)：秒差距(pc)：一个天文单位所张的角