第四章-太陽系概述-4

1、第四章 天文望遠鏡,仙女星系，距離300萬光年,人們怎樣去研究如此遙遠的天體？,§4.1、人們獲得天體信息的渠道,1、電磁輻射 電磁輻射 (electromagnetic radiation)宇宙線 (cosmic rays)中微子 (neutrinos)引力波 (gravitational wave)電磁輻射是其中最為重要的一種,Homestake金礦中微子實驗室,2、宇宙線 — 天體發(fā)出的

2、高能粒子流,主要是電子、質(zhì)子、α粒子（氦原子核）等。 雖然它們運動很快、穿透力強，但由于它們帶有電荷，在到達地球表面之前，不僅會和途中物質(zhì)發(fā)生相互作用，而且會受到宇宙空間磁場的影響，不斷改變運動方向。因此很難判斷它們的真實源頭，在使用它所攜帶信息上有一定困難。,3、中微子,一種以光速運動的基本粒子，其穿透力極強，停止一個中微子的運動要厚達1光年的鉛板。很少與其他物質(zhì)發(fā)生相互作用，可以輕易地從天體內(nèi)部深處跑出來，帶出其他媒體無法

3、傳遞的信息?，F(xiàn)在雖可以探測到它的存在，但還沒有很有效的設(shè)備去了解和研究它所攜帶的信息。,,,美國南達科他州一廢金礦井深處的中微子探測器 在那里放置了38萬升全氯乙烯純凈液體，捕捉中微子，使氯變氬，記錄中微子數(shù)量的 。,,,,,,,,,1.6 km,C2Cl4,中微子探測器,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,宇宙線,,,,,100,000 gal. tank,,,,金礦,,,,,,,,,,,4.引力波,根據(jù)廣義相對論，引力

4、也可以形成輻射作為天體信息的來源。 引力是一切物質(zhì)都具有的屬性，其大小和物質(zhì)的質(zhì)量成正比。天體運動發(fā)出的引力波，會攜帶天體運動狀態(tài)的信息。目前，雖有一些間接證據(jù)，但還很難直接探測記錄。 雖然原則上可以從四種來源搜集天體的信息，但迄今為止最主要的來源仍是電磁輻射。,電磁輻射是由發(fā)生區(qū)域向遠處傳播的電磁場。 它以變化的電磁場傳遞能量、是具有特定波長和強度的波（波動性） 波長范圍：＜0.01Å – 30

5、 m 1 Ångstrom = 10-10 m(波長λ)×(頻率ν) ＝ 光速c = 3×1010 cms-1,根據(jù)波長由長到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學(xué)、紫外、X射線和γ射線等波段，可見光又可分解為七色光,2、大氣窗口(atmospheric window),地球被一層厚厚的大氣層包圍，為我們提供了充足的氧氣、適宜的溫度，保護人類免受來自太空的不速之客，如流星、粒子輻射等等的襲擊。但

6、同時這層“面紗”吸收了大部分波段的電磁波，宇宙中的各類天體發(fā)射著從波長106米-10-14米范圍內(nèi)的電磁輻射 ,地面上只能通過兩個窗口光學(xué)和射電去觀察星象。50年代人造衛(wèi)星的上天，使得天文學(xué)從地面觀測躍進到空間觀測，從狹窄的光學(xué)波段、射電波段擴展到整個電磁波譜。,不透明度,,,,,,不同輻射波段的太陽,光學(xué),紫外,X射線,射電,不同輻射波段的銀河系,§ 4.2、 天文望遠鏡,在電磁輻射中，通常肉眼可見的星光一直是天文學(xué)發(fā)展的基

7、本來源。,光學(xué)望遠鏡 的分類,1、折射望遠鏡： 利用光線通過凸透鏡的折射聚光形成光路。 2、反射望遠鏡： 利用曲面反射鏡聚光形成光路。 3、折反射望遠鏡： 用球面反射鏡為聚光主鏡，在主鏡前加一特殊形狀的改正透鏡， 用來改進球面鏡的成象條件。,1、折射望遠鏡,1）伽利略式：正像，視場小，不能安裝叉絲。 2）開普勒式：視場大，便于安叉絲，反像。 物鏡、目鏡由不同折

8、射率的光學(xué)玻璃復(fù)合成的。,意大利物理學(xué)家伽利略（1564-1642）,1608年荷蘭的眼鏡商漢斯.里帕席根據(jù)學(xué)徒的偶然發(fā)現(xiàn)，制成了第一架望遠鏡。1609年，伽利略制成了兩架最早的天文望遠鏡 ，發(fā)現(xiàn)了望遠鏡具有“增加聚光本領(lǐng)和放大視角”的作用。,,伽利略把自制的口徑4.5厘米，放大倍率33倍的望遠鏡指向天空，很快發(fā)現(xiàn)了月球上的環(huán)形山、圍繞木星運轉(zhuǎn)的四顆衛(wèi)星、金星的盈虧現(xiàn)象、日面上的黑子、銀河由無數(shù)暗弱恒星構(gòu)成等現(xiàn)象。,開普勒,德國的開

9、普勒（1571-1630）在伽利略制成天文望遠鏡 后兩年，提出了一種新型的望遠鏡，這種望遠鏡被稱為開普勒式望遠鏡。,伽利略式：以凸透鏡做物鏡，凹透鏡做目鏡。成正像，制造簡單造價低廉，普通觀劇鏡多采用這種光學(xué)系統(tǒng)。缺點是視場小、放大率小、不能在目鏡端加裝十字絲。目前在天文觀測中不采用這種類型的望遠鏡。開普勒式：以凸透鏡做物鏡，凸透鏡做目鏡。是將物鏡所成的實像用凸透鏡組的目鏡放大，獲得倒像，由于其視場大，在目鏡組中可以安裝十字絲或動絲，天

10、文觀測中多采用此種類型的望遠鏡。,17世紀(jì)望遠鏡剛出現(xiàn)時，不僅口徑較小，而且成像質(zhì)量相當(dāng)差。因為當(dāng)時的物鏡都是單透鏡，像差，特別是其中的色差非常嚴(yán)重，它使觀測到的天體不能呈現(xiàn)出清晰的像，而是帶五顏六色光圈的像斑。,這種像差的成因當(dāng)時尚未弄清楚，但當(dāng)時人們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)，當(dāng)透鏡曲率變小，焦距變長時，色差就會減小，成像質(zhì)量就比較好。于是天文學(xué)家相繼采用長焦距的望遠鏡。,早期折射望遠鏡,1673年，波蘭的赫維留（1611-1687）制成了一架長達4

11、6米的望遠鏡，吊在30米高的桅桿上，要許多人用繩子拉著它起落升降。,消色差折射鏡的出現(xiàn),牛頓從理論上弄清了色差的成因，但錯誤的做出折射物鏡色差無法消除的結(jié)論。由于牛頓極高的威望，不少人盲從了他的觀點。直到18世紀(jì)30年代，英國數(shù)學(xué)家C.M.霍爾發(fā)現(xiàn)，用冕牌玻璃作凸透鏡，用火石玻璃作凹透鏡，所制成的復(fù)合透鏡能消除色差。,由于消色差折射物鏡的制成，人們再也不用為減少色差而拼命加長物鏡的焦距了。從此后，折射望遠鏡的鏡筒便大大縮短了。,1897

12、年制造的1.02米（美國葉凱士天文臺）的折射鏡仍是世界之最。,2、反射望遠鏡,1）主焦點式：反射鏡為拋物面2）牛頓式：反射鏡為球面鏡，加上平面鏡3）卡賽格林式：主鏡為拋物面鏡，副鏡為凸的雙曲面鏡4）R—C系統(tǒng)：凹雙曲+凸雙曲（改進型）5）折軸式：加入幾塊平面鏡使光束從極軸方向射出,反射望遠鏡的主焦點式反射鏡為拋物面,,牛頓式反射鏡為球面鏡,卡塞格林式拋物面、凸的雙曲面鏡。,折軸式,牛頓反射望遠鏡,為了根本消除色差，牛頓干脆不用

13、光的折射特性，而用反射特性。1668年，他制成了第一架反射望遠鏡，物鏡是凹球面金屬鏡，物鏡焦點前裝一塊和光軸成45° 的平面反光鏡，將星光反射到鏡筒一邊，用目鏡觀察。,赫歇爾的望遠鏡,1781年3月13日，英國天文學(xué)家威廉.赫歇爾（1738-1822）用他自制的口徑15厘米的反射鏡發(fā)現(xiàn)了天王星，把太陽系的尺度擴大了一倍。發(fā)現(xiàn)了天王星后，赫歇爾磨制的望遠鏡口徑越來越大，他是使反射鏡大型化的始祖。,1789年赫歇爾制成當(dāng)時世界

14、上最大的望遠鏡?？趶?.22米，焦距12.2米。,,這是國家天文臺興隆觀測站的2.16米光學(xué)望遠鏡。它的光學(xué)系統(tǒng)包括一個有焦比為f/9的R-C光學(xué)系統(tǒng)和焦比為f/45的Coude(折軸)系統(tǒng)。這架望遠鏡主要用于光電觀測和光譜觀測。,,卡焦(R-C)系統(tǒng)的焦距為1944cm，視場11”.61,加改正鏡后可達53’，配有CCD，可直接成像和中色散的光譜拍攝。折軸系統(tǒng)的焦距為9720cm，,3、折反望遠鏡,1）施密特式： 球面

15、反射鏡+復(fù)雜的折射改正透鏡。2）馬克蘇托夫式： 球面反射鏡+彎月形折射改正透鏡。 為了使視場邊緣的星象沒有漸暈，一般反射鏡為改正鏡口徑的1.5倍。,施密特望遠鏡是折反射系統(tǒng)，系統(tǒng)中的主鏡為一個球面反射鏡，在球心處，物鏡的前面還配置了一個改正透鏡，用以改正反射鏡的像差。這種系統(tǒng)是一個可以得到大視場的優(yōu)質(zhì)成像系統(tǒng)。一般施密特望遠鏡有效視場可達5度。,,,它的特點是相對口徑很大(甚至可大于1)，

16、光力強，同樣口徑下，比其它望遠鏡的視場大，像質(zhì)優(yōu)良，一般施米特望遠鏡有效視場可達5度。適于巡天攝影和觀測星云、彗星、流星等天體。小型目視望遠鏡若采用折反射卡塞格林系統(tǒng)，鏡筒可非常短小。 世界上幾乎所有的全天照像星圖都是施密特望遠鏡完成的。世界上最大的施密特望遠鏡是卡爾·施瓦茨希爾德天文臺1340/2000望遠鏡 。,,施密特望遠鏡,,帕洛馬天文臺 1.22米施密特望遠鏡50年代對北天進行了照像巡天，對亮于21m的天體全部拍

17、了照片，每張照片是6.°6×6.°6，這就是著名的“帕洛馬天圖”，它對天體物理和天體測量工作都有極大的推動作用。,位于智利的歐洲南方天文臺的施密特照相儀（1000/1620）1972年,一、師大天文臺望遠鏡簡介,1、曾憲梓樓天文臺 主鏡： 反射望遠鏡 —— 卡塞格林系統(tǒng) （ R—C系統(tǒng)：凹雙曲+凸雙曲） D:40cm F:600cm 附鏡： 折射望遠鏡 —— 開

18、普勒式 D:15cm F:198cm 配有: 照相機、光譜攝譜儀、投影儀,2、科技樓天文臺,主鏡： 折反射望遠鏡 施密特-卡塞格林系統(tǒng) D:40cm F:400cm 電腦控制存儲有： M - 梅西葉星表 S - 行星與恒星 CNGC - 新天體表 可做 ccd照相 ，不能白天觀測 。,3、物理樓天文臺,主鏡： 折射望鏡

19、 D:13cm F:195cm導(dǎo)星鏡：折射望遠鏡 D:3cm F:50cm 手動： 利用刻度盤尋找天體 可以自動跟蹤,§ 4.3、望遠鏡的性能,天文光學(xué)望遠鏡的性能指標(biāo) 評價一架望遠鏡的好壞首先要看望遠鏡的光學(xué)性能，然后看它的機械性能的指向精度和跟蹤精度是否優(yōu)良。 望遠鏡的光學(xué)性能指標(biāo)，主要有六個參量: 有效口徑 相對口徑(光

20、力) 放大率 貫穿本領(lǐng)(極限星等) 分辨本領(lǐng) 視場,1）口徑 D I ∝π D 2,物鏡起集光作用的直徑，口徑越大收集的輻射越多越能觀測到暗弱的天體。 口徑愈大能收集的光量愈多，即聚光本領(lǐng)就愈強，口徑愈大愈能觀測到更暗弱的天體。因而，大口徑顯示著探測暗弱天體的威力大，這是因為望遠鏡接收到天體的光流量與物鏡的有效面積（πr2）成正比。,,此兩幅照片曝光時間相同

21、，但下面的照片所用望遠鏡的口徑大兩倍。,2）相對口徑 A： A = D／F,望遠鏡的光力也叫相對口徑，即口徑D 和焦距F之比， A=D/F 。 光力A的倒數(shù)叫焦比(1/A= F/D)。 師大科技樓望遠鏡的口徑D=40cm,焦距F=4m,焦比為：F/10,則其光力 A=1/10。,光力 (A)：,望遠鏡的光力大，觀測有視面天體（如太陽、月亮、行星、彗星、星系和星云等）越有利，因為觀測到天體的亮度與光力A2成正比。例如，

22、天文學(xué)家為了研究太陽的精細結(jié)構(gòu)和細致的活動情況，需要通過望遠鏡呈現(xiàn)出一個大而明亮的太陽像，這需要口徑大，焦距長的望遠鏡來觀測。又如彗星觀測，要研究它的形狀，彗頭、彗尾等結(jié)構(gòu)也需要用光力大的望遠鏡。 相反，對于恒星的研究，望遠鏡的口徑大、光力小 ，才能觀測到更暗弱的星。,,,3）分辨角 δ ″ ： 分辨角：兩天體的像剛剛能被分開時，它們所對應(yīng)的是天球上兩點的角距離。 根據(jù)光的衍射原理，分辨角

23、為： δ（弧度） = 1.22λ/D 式中D為望遠鏡的口徑；λ為入射光的波長 若分辨角δ用角秒為單位 (1弧度=206265″)波長用目視觀測最敏感的λ=555nm代入，則有： δ″= 140″ / D(mm) 波長用照相觀測最敏感的λ=440nm代入，則有： δ″= 110″ / D(mm),科技樓望遠鏡D=400mm, δ″= 140″/400=0.35″(理論值) 興

24、隆2.16m望遠鏡D=2160mm, δ″= 140″/2160=0.06″(理論值) 由于地球大氣存在湍流影響加上望遠鏡的光學(xué)鏡面會有像差，所以實際的分辨本領(lǐng)遠低于理論值。,望遠鏡的口徑越大,分辨本領(lǐng)越高,越能分辨天體的更細結(jié)構(gòu)，則能觀測更暗、更多的天體。,Two comparably bright light sources become progressively clearer when viewed at

25、 finer and finer angular resolution.,Detail becomes clearer in the Andromeda Galaxy(M31) as the angular resolution is improved some 600 times, from (a) 10', to (b) 1', (c) 5", and (d) 1".,4）放大率 G：,目視望遠鏡

26、的放大率等于物鏡的焦距F1與目鏡的焦距F2之比，即 G= F1/F2 一架望遠鏡配備多個目鏡，就可以獲得不同的放大率。顯然目鏡的焦距越短可以獲得越大的放大率。但這樣并不好，小望遠鏡用過大的放大率，會使觀測天體變得很暗， 像變得模糊。 常用的目鏡的焦距為10mm左右，用它配在焦距800 mm 的望遠鏡物鏡后面，就可獲得80倍的放大率。,5）視場 ω：,望遠鏡的成像良好區(qū)域所對應(yīng)的天空角直徑的范圍叫望遠鏡的視場，

27、用角度（ω°）表示，與放大率G成反比 。tanω = tanω’ / G （目鏡望遠鏡） ω’為目鏡對應(yīng)的角直徑，稱為目鏡視場， G為放大率。 不同的目鏡有不同的ω ’，如科技樓望遠鏡配有三種目鏡： ω’為52 ° 、ω’為67 °、ω’為84 °若采用常用ω’為52 °, f = 20mm的 目鏡， 則G=4000/20=200 ω=

28、arctan (tan52/200 )= 0.37 °=22.0 ’若采用 ω’為67 °的目鏡，f = 9mm, ω= ?若采用 ω’為84 °的目鏡，f=4.7mm, ω= ?,視場 ω,望遠鏡若存在大的像差，視場邊上的像很差，成像的良好區(qū)小，自然視場就小。對于星系或特殊天體的巡天觀測必須要有大視場的望遠鏡，這樣，一次觀測就可以覆蓋比較大的天區(qū)。 施米特望遠鏡的焦距比較短，更主要的是

29、它的光學(xué)系統(tǒng)的像差消得比較好，故它的視場ω可達十幾度。一般反射望遠鏡的視場ω小于1度。,,The Keck Telescopes拍攝的圖像,6）極限星等（貫穿本領(lǐng)）m： m = 2.1 + 5log D,理想條件下，通過望遠鏡能看的最暗的星等為望遠鏡的貫穿本領(lǐng)(極限星等)。它反映了望遠鏡觀測天體的能力。 對于目視望遠鏡,它的極限星等可以用經(jīng)驗公式計算： m = 2.1 + 5log D 例：科技樓望遠鏡

30、 D=400mm, m = 2.1+5log400 = 15.11 (理論),衡量望遠鏡性能的重要參量,使用望遠鏡的主要目的： 1、聚光本領(lǐng)： I∝πD2 2、分辨本領(lǐng)：θ＝1.22λ／D 因此，衡量望遠鏡的重要參量是口徑。,例題：,1、 在俄羅斯SAO 天文臺的6米望遠鏡分辨率是多少？解：由于分辨角δ=1.22λ/D ，分辨角δ″=140/D(mm) = 140/6000 =0.023

31、″.2、我們用肉眼可以分辨月球上的“危海”（直徑520km）嗎？（月球的角直徑為31′ 線直徑為3475km）答：可以， 520/3475= X/31′ X = 4.6′人眼睛的分辨率為1′，所以可以用肉眼分辨出月球上的“危?！?,3、為什么有些恒星用藍光觀測時能夠被分解為雙星,而用紅光觀測時卻不可以?解：這是由于望遠鏡的分辨率（分辨角的倒數(shù)）與口徑成正比,而與觀測的波長成反比,其表達式為: 分辨角δ=1.22λ/D, 式中

32、λ為波長, D為望遠鏡的口徑。顯然，望遠鏡對于波長較短的藍光的分辨率較高.,,4、一個大個兒的黑蒼蠅落在了一臺口徑5cm的望遠鏡的物鏡上，當(dāng)一個觀測者用它觀測月亮他會見到什么？ 解：望遠鏡的焦平面對于附著在物鏡表面上的任何物體都是不成像的，故觀測者在觀測時對于落在物鏡上的蒼蠅應(yīng)該毫無知覺，但是如果這只蒼蠅足夠大，由于它的擋光會使得望遠鏡所成的像變暗些。,總復(fù)習(xí)：,一、天球上的基本點圈和天球坐標(biāo)： 天極、天赤道；黃極、黃

33、道；天頂、真地平；四方點、子午圈、卯酉圈；二分點、二至點。 1、地平坐標(biāo)：2、時角坐標(biāo)： 3、赤道坐標(biāo)：4、黃道坐標(biāo)：二、天體的周日視運動：1、hp =φ 不同緯度處的觀測者所見天體周日視運動軌跡不同2、永不下落天體 δ≥（900－φ） 永不上升天體 δ≤－（900－φ）3、天體的中天 上中天：Z＝φ－δ 下中天：Z＝1800－（δ ＋ φ）,三、時間,1、m⊙= t⊙ +

34、 12h　η = m⊙ – m = t⊙ - t m = tm + 12h m – s =3m 56s /天 s = tr （地方性 △λ；日界線） 2、測時：s = α + t； 任一天體過中天時（t=0）：其 α = s m = tm + 12h = （s – αm） + 12h 3、時間換算： S = S0+M（1+μ）； M = M0+S（1-υ） s

35、 = S0+（m-λ）（1+μ）+ λ s = S0 +（Th – Nh ）（1+μ）+λ m = M0+（s-λ）（1-υ）+λ,四、天體位置的估計,1、已知：日期（α⊙）；地點（φ）； 時間（m）；估算：α 、δ利用：s = α⊙+ t⊙= α+ t α⊙：可查天文年歷，也可自己推算 α⊙= 0h （3.21） α⊙= 6 h（6.22） α⊙=12h（9.2

36、3）　 α⊙= 18h（12.22） Z = φ –δ；δ= φ - Z,2、已知：天體（α、δ、t）；,估算：日期（α⊙）；時間（m）；地點（φ） S = α⊙+ t⊙ = α+ t m = t⊙ + 12 h Z =φ-δ； φ = z +δ3、利用天球儀：4、求地理經(jīng)緯度（λ、φ）的方法： 例如：已知某日太陽（恒星）過中天的時刻及高度（α、m、z）可估算：λ、φ

37、 S =α⊙ + t⊙= α+ t； m⊙ = t⊙ + 12h ； Z = φ – δ； m⊙- m =η； m – M = △λ,五、時間服務(wù)：,1、世界時：UT 影響世界時的因素：極移、地自轉(zhuǎn)不均勻。 世界時的三種系統(tǒng)：UT0； UT1； UT22、歷書時：ET 以地球的公轉(zhuǎn)為依據(jù)建立的時間系統(tǒng)。）3、原子時：TAI 利用原子內(nèi)部的運動建立的時間系統(tǒng)。4、協(xié)調(diào)世界時：UTC

38、 （與UT1的偏離在0s9之內(nèi)） 介于原子時與世界時之間的一種新的時間系統(tǒng)。,六、歷法：,1、太陽歷： 2、太陰歷： 它們的特征及優(yōu)缺點3、陰陽歷： （二十四節(jié)氣） 定義： 以什么為基礎(chǔ)；平均歷年的長度；如何置閏七、四季星空： 四季星空的劃分及星空軟件的使用。 了解最基本的星座,八、太陽系,1、行星和衛(wèi)星： 定義；基本數(shù)據(jù)；分類、結(jié)構(gòu)及特性；2、矮行星： 定義；基本情況

39、3、小天體： 小行星、彗星、流星、隕星4、行星的軌道運動： 開普勒三定律；行星的軌道要素；行星的軌道特征；行 星的距離分布5、行星的視運動： 相對于太陽的視運動；相對于恒星的視運動； （地內(nèi)、地外）；會合周期,5、月球的運動,月球的軌道運動 （白道）；月球的運動周期 （恒星月、朔望月）； 月相和月齡 （朔、上弦、下弦、望）；月球的自轉(zhuǎn)及天平動 （經(jīng)度、緯度）；,九、天文望遠鏡,1、

40、天體的電磁波譜：2、大氣窗口： 光學(xué)、紅外、射電1、光學(xué)望遠鏡： 類型：折射、反射、折反射 性能參數(shù)：口徑 D； 光力 A=D/F；放大率 G=F/f； 分辨角θ=1.22λ/D； 視場 ω/ ω ’ = G；極限星等 m = 2m .1 + 5lgD（mm）,天文系的望遠鏡情況,1、R—C系統(tǒng)40cm反射望遠鏡： 主鏡： D=40cm； F=600cm （導(dǎo)星鏡：d

41、=15cm； f=198cm； 折射） A = D/F = 40/600 =1/15 G = 600/20 = 300 ω = arctg （0.364/G）= 4’ .17 δ”= 1.22λ/D = 140”/D = 0” .35 m = 2m.1 + 5lgD = 15m.1,2、施—卡折反射望遠鏡,D = 40cm F = 4000mm A = D/F = 1/1