【正文】 個分量，前者稱為視向速度 Vr，后者為切向速度 TV ， TV 可進 一步分解為沿恒星所在處的赤經(jīng)、赤緯分量 ),( ?? VV 。 在天文學上，天體距離（視差）測定有著極其重要的物理意義，它涉及到許多天體物理絕對量的確定，如質(zhì)量、內(nèi)稟光度、線尺度、線速度、流量等等。1 7 視差、自行和視向速度 一 . 視差 從兩個不同位置觀測同一目標兩視線方向的差異稱為視差，天文學上稱天體（恒星）對地球公轉(zhuǎn)軌道半徑的張角為周年視差，簡稱視差。一條途 徑是對天體的能譜分布作一定的假設(shè)，然后從某些觀測波段的流量以推算 bL ，不過其結(jié)果很可能有較大的誤差。 絕大多數(shù)恒星光度在 410? L⊙ ～ 410 L⊙ 之間，少數(shù)亮星 )(8 5⊙LLM mv ??? ,以及也有比 )102(19 6 ⊙LLM mv ????? 光度更弱的恒星，所以恒星光度大小范圍可達1011 量級。1 6 質(zhì)光關(guān)系 恒星質(zhì)量和內(nèi)稟光度（絕對星等）之間所存在的重要關(guān)系，稱為質(zhì)光關(guān)系。星周有塵埃色層以及紅移過大時也會出現(xiàn)正色余。兩者之差稱為色余，用 E 表示。前面我們知道沒有星際消光影響時， A0 型星的 B 星等與 V 星等是相同的，所以對近距 A0 型星就有 C＝ B－ V＝ 0。相反，藍 星的 B－ V 就是負的，如仙王 ? 的 B－ V＝－ 。如已知天體在 UBV 系統(tǒng)中的色指數(shù) (B－ V)，則該天體在 4500～ 5500 197。1 5 色指數(shù)和色余 同一天體在任意兩個波段內(nèi)的星等差（短波段星等減長波段星等）稱為色指數(shù)。 恒星的光譜分析在天體物理學中占有最重要的地位，可以用來確定恒星的溫度、大小、質(zhì)量、密度、視向速度、自轉(zhuǎn)、距離及化學組成。在摩根－基南（ MK）系統(tǒng)中太陽的光譜型為 G2V。 二 . 光度級 哈佛系統(tǒng)是以溫度為主要參量的一元分類法。光譜同 M 相似，但增加了強的氫化鋯（ ZrO）分子帶，且常帶有氫發(fā)射線，如雙子 R。 M 型：紅色，氫化鈦（ Tio）分子帶最為突出，金屬線仍強，氫線很弱，如獵戶 ?（參宿四）。 G 型：黃色，氫線變?nèi)?，金屬線增強， 電離鈣線很強很寬。 A 型：白色，氫線極強，氦線消失，出現(xiàn)電離鎂和電離鈣線，如天琴 ? （織女一）。有電離氦 He＋ 、中性氦 He 和氫線 H；二次電離碳、氮、氧線較弱，代表性天體如獵戶 ? （中名伐三）。最熱的 O型星溫度高達 40000K，最冷的 M 型星只有 3000K。 美國哈佛大學天文臺于 19 世紀末提出的光譜分類系統(tǒng)，主要判據(jù)是光譜中譜線的相對強度和形狀，同時也考慮到連續(xù)譜的能量分布。吸收線存在表明恒星大氣外層溫度較低，對溫度較高內(nèi)層部分的輻射進行選擇吸收。恒星光譜在連續(xù)譜的能量分布、譜線的數(shù)目和強度以及特征譜線所屬的化學元素等方面表現(xiàn)出有很大的差異。 vbv MMmm ???? bolBC (111) 并 規(guī)定有效溫度 為 eT ＝ 6000－ 7000K，即 F3－ F5 型 恒 星的 BC＝ 0。如果輻射探測器對所有波長的輻射都一樣敏感（溫差電偶、測輻射熱計等有這種特性），則所獲得的星等稱為輻射星等 rm 。太陽的視目 視星等為－ ，相應(yīng)的絕對星等為＋ 。利用直接測得的恒星亮度來定義的星等稱為視星等。天體在不同顏色所測得的星等大小是反映天體物理特性的一個重要方面，因而在恒星天文和天體物理工作中有著廣泛的應(yīng)用。表 11 給出了各種光電星等響應(yīng)曲線的平均波長和半寬。 1953 年，約翰遜（ H. L. Johnson）和摩根（ Men）提出一種包括從 3000～7000197。極大值在 5400197。由正色照相底片加上黃色濾光片所測得的星等稱為仿視星等 pvm ，由圖 16 可見反映仿視星等分光特性的曲線 3 和代表人眼分光特性的曲線 4 在最大敏感波段上幾乎相重合，因而它實際上已取代了目視星等。因而，對應(yīng)不同探測器就有著各種星等系統(tǒng)。由于不同探測器對同一波長輻射的光敏度是不相同的，因而有著不同的光敏度曲線。 利用普森公式可以把星等的概念推廣到更亮和更暗的星等。1212 EEmm ??? (18) 按式 (18)，星等相差 1 等的兩個天體，亮度之比為 倍。早在兩千多年前，喜帕恰斯（ Hipparchns）以及后來的托勒玫（ C. Ptolemaeus）就已把肉眼看得見的星分為六等，最亮的 20 顆星定為 1 等星，星等數(shù)越大亮度越小。圖中 S 為恒星， NGP 和 NEP 分別為北銀極和北天極， 道， ， ， Υ為春分點 ， Ω為銀道升交點，恒星 S的銀道坐標為 (l, b) 8 ?????????????????)s i n (c o sc o s)c o s ()c o s (s i nc o sc o ss i nc o s)s i n ()c o s (c o sc o ss i ns i ns i nAbllADDbllADDb???????? (15) 或者化為正切形成： ????????????????????? )(s i n)c s c (c o s)()]c o s (c o sc o ss i n[ s i n1)c o s (c o sc o ss i ns i n2ADc t gADtglltgADDADDt g b????????? (16) 相反的坐標變換公式是： ??????????????????)c o s (c o sc o s)s i n ()s i n (s i nc o sc o ss i nc o s)c o s ()s i n (c o sc o ss i ns i ns i nllbAllDbDbAllDbDb????? (17) 由于 (A, D)的精度所限，天體的銀道坐標 (l, b)通常是不很精確的。其中 q 是類似于星位角的量， ?l 為銀道升交點在新銀道坐標系中的銀經(jīng)（在舊系統(tǒng)中升交點的銀經(jīng)為 ?0 ）。 銀心方向與人馬 A 強射電源相重合，其赤道坐標為 )()( 2 0 0000 ’，－＝， ?mk?? (13) 該方向在舊系統(tǒng)內(nèi)的坐標為： ），－）＝（，（ ??bl (14) ( I0I0 bl， )可用于新、舊銀道坐標系之間的換算。 隨著銀極位置測定精度的提高， 1958 年國際天文學聯(lián)合會（ IAU）第十屆大會根據(jù)新的觀測資料，通過規(guī)定此銀極赤道坐標的新值為： )39。 天體的銀道坐標是不能直接加以測定的，需要通過赤道坐標來進行換算。 天體在銀道坐標系中的第一坐標 稱 為銀緯， 銀緯 b 由銀 道起沿銀經(jīng)圈向南北銀極分別量度，從 0?到 ?90?，其中南銀緯取為負值。銀道面與天球相交的大圓稱為銀道，是銀道坐標系中的基圈，天球上與銀道面相平行的小圓稱為銀緯圈。 第二坐標 ? ? 黃經(jīng)，春分點起逆時針量度， 0－ 360?。 第二坐標 ? ? 赤經(jīng)，由春分點起逆時針量度， 0－ 24h。 第一坐標 ? ? 赤緯， 0－ ? 90?；或極距， 0－ 180?。 第一坐標 ? ? 高度（地平高度）， 0－ ? 90?；或天頂距， 0－ 180?。 167。 (iv) 空間天文。 天文學是一門觀測科學，它的發(fā)展離不開觀測技術(shù)的進步，星系天文亦不例外，這一點在近代表現(xiàn)得尤為明顯。隨著射電技術(shù)在天文學上的應(yīng)用， 1951 年人們開始利用 21cm氫線來研究銀河系內(nèi)中性氫云的分布， 1952 年證實了銀河系旋臂結(jié)構(gòu)的存在， 1958 年發(fā)現(xiàn)了銀河中心的復雜結(jié)構(gòu)和銀核中的爆發(fā)現(xiàn)象。赫歇爾第一個認識到銀河系主要部分的扁平圓盤狀結(jié)構(gòu)。但一直到 1950 年，才由瑞士天文學家特南普勒（ R. J. Tr252。 19 世紀后半葉人們開始討論銀河系有否自轉(zhuǎn)的問題。現(xiàn)在，人們不僅可以測出銀河系內(nèi)大量恒星和星團的距離，而且已可以估算出遠在100 億光年之外的河外天體的距離。 在斯特魯維測定織女星三角視差的前后，法國的貝 塞爾（ ）和英國的漢德森（ T. Henderson）分別測定了天 鵝 66 和半人馬 ? 的三角視差，從而開拓了直接測定恒星距離的時代。 在赫歇爾父子之后，對恒星天文學研究作出重要貢獻的是俄國天文學家威廉?斯特魯維。 1785 年赫歇爾通過恒星計數(shù)工作得出銀河系的主要部分為一個扁平圓盤狀結(jié)構(gòu)的結(jié)論。另一方面，盡管河外星系離開我們很遠，難以 觀測其細節(jié)，但卻比較容易看到它們的總體結(jié)構(gòu)狀態(tài)，從這個意義上來說，銀河系天文學和星系天文學是相輔相成的。這樣，恒星天文學就和天體演化學聯(lián)系了起來。可以說，天體測量學長年累月的辛勤勞動，往往首先在恒星天文學領(lǐng)域上開花結(jié)果，并進而為天文學的 2 其他分支學科所應(yīng)用。此外，恒星的溫度、密度、磁場強度、化學組成的測定以及對天體上所出現(xiàn)的一些物理現(xiàn)象和變化的解釋和研究則一般地說是屬于恒星物理學的內(nèi)容，而不是恒星天文學的對象。第二，恒星天文學和恒星物理學有著一些共同的研究目標，即認識恒星和各種恒星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)與演化，以為掌握銀河系以至更大尺度上物質(zhì)宇宙的發(fā)展規(guī)律提供重要資料?；蛘哒f，恒星天文學主要研究恒星、星際物質(zhì)及各種恒星集團的空間分布和運動學、動力學特性，而銀河系天文學的內(nèi)容還包括研究銀河系的總體結(jié)構(gòu)、各種特性、大尺度運動和演化問題。 1 第一章 緒論 167。星系天文學的內(nèi)容是從總體上研究星系及其組成成份的物理、化學性質(zhì)、結(jié)構(gòu)、運動學和動力學狀態(tài)及其演化規(guī)律，其中研究銀河系的部分稱為銀河系天文學，它的前身是恒星天文學。這些觀測數(shù)據(jù)的取得有時被列入恒星物理學的范圍，有時被列入實測天體物理學的范圍，但從廣義上來說，也可以列為恒星天文學的內(nèi)容。因此，在恒星天文學研究中需要大量的天體物理觀測資料，而在恒星物理學中則往往是對少數(shù)有代表性天體的物理和化學性質(zhì)進行細致的研究和分析。隨著恒星天文學研究的不斷發(fā)展和深入，對這些基本天體測量數(shù)據(jù)的要求就越來越高，歐洲空間局的Hipparcos 天體測量衛(wèi)星計劃就是在這一背景下形成的。由于恒星天文學不只是局限于研究恒星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)和運動，也要通過這種對結(jié)構(gòu)和運動的研究來探求恒星系統(tǒng)的發(fā)展、演化。同銀河系一樣，河外星系也是由恒星和星際物質(zhì)組成的天體系統(tǒng)，我們處于銀河系之內(nèi)，可以詳細研究它的許多細節(jié)問題，但對于銀河系全貌的認識會因此而受到限制。赫歇 爾一生對恒星進行了大量的觀測和研究，也是第一個利用恒星計數(shù)方法來研究銀河系結(jié)構(gòu)的人，經(jīng)他計數(shù)的恒星計有 117600 顆。他曾到好望角地方觀測了 3 年，在 2299 個天區(qū)內(nèi)計數(shù)了 7 萬顆恒星，并把計數(shù)結(jié)果用于 銀河系結(jié)構(gòu)的研究。 1837 年測得織女星的三角視差為 ????? ，與近代的 測定 結(jié)果 3 ????? 很接近。從恒星三角視差開始的天體距離測定為恒星空間分布的研究奠定了基礎(chǔ)。星系動力學就是在這些理論工作的基礎(chǔ)上建立起來的，許多人投入了這方面的工作，如金斯（ J. Jeans）、奧爾特（ J. H. Oort）、安巴楚勉（ B. A. Amdapyyush）、強德拉塞卡（ S. Chandrashkhar）、林家翅（ C. C. Lin）等。 星際空間由于存在彌漫星際物質(zhì)，恒星星光就會因此而受到影響，這種看法最早是由塞蘇（ J. F .Loys de Cheseaux）在 1744 年提出的， ?斯特魯維等人進一步發(fā)展了這種看法。 同其他學科一樣，人們對銀河系結(jié)構(gòu)和運動的認識也是由淺入深、 一步一步地發(fā)展起來。次系和星族的發(fā)現(xiàn)對近代恒星天文系的發(fā)展有著重要的影響。目前關(guān)于銀河系內(nèi)不可見物質(zhì)的研究已成為一個很活躍的課題。 (iii) 觀測技術(shù)進步，如光干涉、 VLBI、主動光學等。從射電波到 ? 射線， 1978 年發(fā)射 Einstein 衛(wèi)星觀測天體 X射線； 1983 年 的 IRAS 是紅外天文衛(wèi)星， CDBE 衛(wèi)星探測遠紅外輻射； 1999 年Chandra X 射線天文衛(wèi)星（ NASA）和牛頓多鏡面望遠鏡（ XMM－ Newton Observatory）作 X 射電觀測等等，獲得了越來越多的信息。 一 . 地平坐標系 （圖 12） 根據(jù)上述關(guān)于天球坐標系的一般性定義，在地平坐標系中， 基圈 是觀測者的 5 地平圈，主圈是測站的子午圈，而主點為地平圈上的南點。 二 . 第一赤道坐標 （圖 13） 基圈 ? ? 天赤道，主圈 ? ? 子午圈，主點 ? ? 天赤道南點 。 圖 12 地平坐標系 圖 13 第一赤道坐標系 圖 14 第二 赤道坐標系 圖 11 天球 坐標系 6 三 . 第二赤道坐標系 （圖 14） 第二赤道坐標系與第一赤道坐標系的不同僅在于： 主圈 ? ? 過春分點的赤經(jīng)圈，主點 ? ? 春分點。 第一坐標 ? ? 黃緯， 0－ ? 90?。由于太陽并不正好位于這一對稱平面上（在這一平面以北 8 ?12 pc），在實際建立日心銀道坐標系時，稱過太陽且與上述對稱平面相平行的平面為