文档介绍：普通天文学
第三章 天文观测和天文测量（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
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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。
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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＝
即星等相差１级，
星等之间是等差级数，亮度之间是等比级数
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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：-~-
太阳：-
满月：-11~-
织女星：
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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，，得
Ｋ＝
取０等星(m2=0)的亮度为E2=1,则有
ｍ１＝－
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2、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
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天文学上把这个标准距离定为10秒差距，
秒差距：天文学上常用的距离单位
1秒差距＝
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 – 5 lgd
d为天体的距离(秒差距)，m为视星等
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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
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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
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3、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
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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(~)
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，
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。~
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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”
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1、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。
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低压气体
吸收光谱
发射光谱
连续光谱
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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
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2、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
狭缝
成像镜
光谱底片
红
紫
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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