星系若干重要基本概念第1頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六§2.1新舊銀道坐標(biāo)系

一.天體的空間位置和天球坐標(biāo)系

天體的位置通常用距離和兩個(gè)球面坐標(biāo)來表示，稱為天球坐標(biāo)系，有地平坐標(biāo)系、赤道坐標(biāo)系、黃道坐標(biāo)系、銀道坐標(biāo)系等多種。也可以用三維直角坐標(biāo)或柱坐標(biāo)表示。又因坐標(biāo)原點(diǎn)的不同，可以有地心坐標(biāo)、日心坐標(biāo)、銀心坐標(biāo)等之區(qū)分。第2頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六左圖是以觀測者O為球心的天球。在球面天文學(xué)中稱大圓NDS為基圈,Z和Z′為基圈的幾何極,大圓ZSZ′稱為主圈,恒星在天球上的投影σ

的球面坐標(biāo)可用大圓弧σD（第一坐標(biāo)）和SD（第二坐標(biāo)）唯一確定，圖中S稱為坐標(biāo)系的主點(diǎn)（原點(diǎn)）。第3頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六地平坐標(biāo)系

根據(jù)天球坐標(biāo)系的一般定義，在地平坐標(biāo)系中基圈是觀測者的地平圈，主圈是測站子午圈，而主點(diǎn)為地平圈上的南點(diǎn)。

第一坐標(biāo)(地平)

高度,0－

90;或天頂距,0－180。

第二坐標(biāo)方位角，由南點(diǎn)向西點(diǎn)順時(shí)針量度0－360。由于因地球自轉(zhuǎn)引起的天體的周日視運(yùn)動(dòng)，天體的地平坐標(biāo)隨時(shí)間而不斷地變化。第4頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六第一赤道坐標(biāo)系

基圈：天赤道，主圈：子午圈,主點(diǎn)：天赤道南點(diǎn)。

第一坐標(biāo)：赤緯,0－

90;

或極距，0－180。

第二坐標(biāo)：時(shí)角，沿天赤道由南點(diǎn)M向西點(diǎn)W順時(shí)針量度,取0－24h。

在這一坐標(biāo)系中，天體的時(shí)角會(huì)因天體周日視運(yùn)動(dòng)而發(fā)生變化，但赤緯不會(huì)發(fā)生變化。5第5頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六第二赤道坐標(biāo)系

第二赤道坐標(biāo)系與第一赤道坐標(biāo)系的不同僅在于：

主圈：過春分點(diǎn)的赤經(jīng)圈，

主點(diǎn)：春分點(diǎn)。

第二坐標(biāo)：赤經(jīng)，由春分點(diǎn)起逆時(shí)針量度，0－24h。

在第二赤道坐標(biāo)系中，天體坐標(biāo)（包括赤經(jīng)和赤緯）不會(huì)因周日視運(yùn)動(dòng)而發(fā)生變化。如無特別說明，赤道坐標(biāo)系通常即指第二赤道坐標(biāo)系。第6頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六黃道坐標(biāo)系

黃道坐標(biāo)系主要用于太陽系天體研究。天體黃道坐標(biāo)（包括黃經(jīng)和黃緯）不會(huì)因天體的周日視運(yùn)動(dòng)而發(fā)生變化。基圈：黃道主圈：過春分點(diǎn)黃經(jīng)圈主點(diǎn)：春分點(diǎn)第一坐標(biāo)：黃緯，0－

90。第二坐標(biāo)：黃經(jīng)，春分點(diǎn)起逆時(shí)針量度,0－360。第7頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六二.銀道坐標(biāo)系的定義和演變

銀河系主體銀盤的對稱面稱為銀道面，其與天球相交的大圓稱為銀道，是銀道坐標(biāo)系中的基圈。銀道與天赤道在天球上相交兩點(diǎn)，由北銀極向銀道面看去，按逆時(shí)針方向從赤道以南向北通過赤道的一點(diǎn)稱為升交點(diǎn)，另一點(diǎn)稱為降交點(diǎn)。銀道的幾何極稱為銀極，其中的北銀極是銀道坐標(biāo)系的極。

天體在銀道坐標(biāo)系中的第一坐標(biāo)稱為銀緯，銀緯由銀道起沿銀經(jīng)圈向南北銀極分別量度，從0到90，南銀緯取負(fù)值。

第8頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六圖2-1銀道坐標(biāo)系與赤道坐標(biāo)系的關(guān)系。S為恒星,PNG和PEG分別為北銀極和北天極,CE.表示天赤道,G.E.表示銀道，G.C.為銀心,Υ為春分點(diǎn)，Ω為銀道升交點(diǎn)，恒星S的銀道坐標(biāo)為(l,b)

。第9頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

天體銀道坐標(biāo)不能直接加以測定，需通過赤道坐標(biāo)進(jìn)行換算。為此，需要知道銀極的赤道坐標(biāo)。1958年以前北銀極的赤道坐標(biāo)取(A,D)=(12h40m,+28o)（1900.0歷元）。稱為標(biāo)準(zhǔn)銀極。所以1958年前采用的是以標(biāo)準(zhǔn)銀極為極，銀道升交點(diǎn)為銀經(jīng)起算點(diǎn)的銀道坐標(biāo)系，稱為舊銀道坐標(biāo)系，這一系統(tǒng)內(nèi)的銀經(jīng)、銀緯常記為(lI,bI)。

1958年IAU第10屆大會(huì)根據(jù)新觀測資料,通過規(guī)定北銀極赤道坐標(biāo)的新值為(A,D)1950.0=(12h49m,+27o24')

,同時(shí)規(guī)定銀經(jīng)改為從銀河系中心方向起算，稱為新銀道坐標(biāo)系。這一系統(tǒng)內(nèi)的銀經(jīng)、銀緯用(lII,bII)表示以示區(qū)別。10第10頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

天體赤道坐標(biāo)和銀道坐標(biāo)(lII,bII)間的換算關(guān)系為：

其中銀道升交點(diǎn)的銀經(jīng)為。三.坐標(biāo)系轉(zhuǎn)換在討論天體的空間位置時(shí)，根據(jù)研究問題的要求，經(jīng)常需要進(jìn)行各類坐標(biāo)系之間的轉(zhuǎn)換。第11頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

有關(guān)的坐標(biāo)系轉(zhuǎn)換主要有：

1.不同天球坐標(biāo)系坐標(biāo)間的轉(zhuǎn)換，如赤道坐標(biāo)轉(zhuǎn)換為銀道坐標(biāo)等。

2.球面坐標(biāo)、直角坐標(biāo)、柱坐標(biāo)之間的互相轉(zhuǎn)換。

3.因采用的坐標(biāo)原點(diǎn)的不同而需要進(jìn)行的坐標(biāo)系轉(zhuǎn)換，如日心坐標(biāo)轉(zhuǎn)換為銀心坐標(biāo)；以天球中心為坐標(biāo)原點(diǎn)換算為以天球表面一點(diǎn)為坐標(biāo)原點(diǎn)時(shí)發(fā)生的坐標(biāo)轉(zhuǎn)換。

4.二維情況下的直角坐標(biāo)與極坐標(biāo)之間的轉(zhuǎn)換。

所有這些坐標(biāo)轉(zhuǎn)換的幾何學(xué)原理都很簡單，重要的是在具體實(shí)施時(shí)必須十分仔細(xì)，包括要注意到不同坐標(biāo)可能會(huì)取不同的單位（量綱）。

第12頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六§2.2星等系統(tǒng)和色指數(shù)

一.星等的基本概念天文學(xué)上通常用星等來表示天體的相對亮度，星等數(shù)越大亮度越小。規(guī)定1等星和6等星的亮度差為100倍。如設(shè)兩個(gè)天體的亮度分別為E1、E2，相應(yīng)的星等為m1和m2，則有：星等相差1等的兩個(gè)天體，亮度之比約為2.5倍。第13頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

由上式可得

稱為普森公式，可作為星等的定義,常數(shù)a是星等標(biāo)度的零點(diǎn)。由此可把星等的概念推廣。例如太陽的目視星等為－26m.74，天狼星的目視星等為－1m.6。

星等概念是相對的，也適用于其他天體和天體系統(tǒng)。第14頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六1.視星等和絕對星等直接測得的恒星亮度不能反映恒星的輻射強(qiáng)度。由亮度定義的星等稱為視星等。為比較不同天體的實(shí)際發(fā)光強(qiáng)度，引入絕對星等——設(shè)想把天體放在10pc距離遠(yuǎn)地方時(shí)所測到的視星等。如以m和M表示某天體的視星等和絕對星等,r是天體的距離,以pc為單位，則有M=m+5–5lgr，而稱

為距離模數(shù)，這里還沒有考慮星際消光的影響。在許多工作中往往用距離模數(shù)來表征距離的遠(yuǎn)近——距離模數(shù)越大，距離越遠(yuǎn)。如能設(shè)法得到某天體的距離模數(shù)，便可以推算出它的距離。(2-1)m–M=5lgr–515第15頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六2.建立星等系統(tǒng)的必要性

(1)天體亮度需通過輻射探測器來測定,探測器可以是人眼、照相底片、光電接收設(shè)備、CCD等，還可配以不同的濾光器。同一探測器對不同波長輻射的接收靈敏度是不同的,這種光敏度隨波長的變化關(guān)系用曲線來表示稱為分光響應(yīng)曲線，或光敏度曲線。

(2)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。

(3)不同天體在不同波段的輻射強(qiáng)度是不同的，稱為譜強(qiáng)度，原因是不同天體的物理性質(zhì)各異。第16頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六圖2-2不同探測器的分光響應(yīng)曲線

1－普通照相底片，2－光電光度計(jì)；3－正色照相底片（對黃光敏感）配黃色濾光器；4－正常人眼。

不同探測器得出的同一天體的輻射強(qiáng)度（星等）是不同的,由此便可得到天體的不同星等,構(gòu)成星等系統(tǒng)。同一天體的不同星等可用來研究天體的物理性質(zhì)。

第17頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

因?yàn)樾堑仁窍鄬Φ?，測星等就是測定星等差。理論上說單一波長所測得的單色星等差與探測器的特性無關(guān)。但通常對星等的測定要涉及一定的波段寬度，這時(shí)測得的星等差就隨探測器的選擇性而不同。因而，對應(yīng)不同探測器就有著各種星等系統(tǒng)。由人眼測定的星等稱為目視星等mv。按照哈佛大學(xué)天文臺(tái)的零點(diǎn)，目視星等為1等的星，在地面上的照度約等于8.3×10－9勒克司（米燭光）。第18頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

用普通藍(lán)敏照相底片測定的星等稱為照相星等mp,國際照相星等零點(diǎn)的規(guī)定是：令目視星等介于5.5到6.5等之間A0型星的平均照相星等和目視星等相等。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，它實(shí)際上已取代了目視星等。最后，利用不同光電探測器所測得的星等稱為光電星等。

第19頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

1953年，約翰遜和摩根提出一種從300～700nm的寬帶光電測光系統(tǒng)——UBV系統(tǒng)，是目前國際通用的標(biāo)準(zhǔn)系統(tǒng)，其中U為紫外星等，B是藍(lán)星等，V是黃星等。平均波長及半寬分別為(360，40)、(440，100)、(550，80)nm。1978年發(fā)表的光電UBV星表已列出了五萬多顆恒星的測光數(shù)據(jù)。3.幾種常用的星等系統(tǒng)由上面的內(nèi)容可知：(i)星等的各種光度系統(tǒng)取決于探測器的分光敏度曲線；(ii)取決于接收來自天體哪一波段的輻射。如目視星等的測量是從380～700nm，極大值在540nm附近；照相星等測定范圍360～540nm,極大值在420nm

附近。20第20頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

后來UBV系統(tǒng)又延伸到長波段，稱為RIJKLMNQ星等。表2-1給出了各種光電星等響應(yīng)曲線的平均波長和半寬。表2-1寬帶測光系統(tǒng)的特性UBVRIJKLMNQ0.360.440.550.700.881.252.203.55.010.420.00.040.100.080.210.220.300.600.91.16.0(λ0－平均波長，Δλ

－半寬，單位μ

)第21頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六表2-2中帶測光系統(tǒng)的特性

除了UBV標(biāo)準(zhǔn)測光系統(tǒng)外，還有其他的測光系統(tǒng)，如

uvby中等帶寬系統(tǒng)等（表2-2)。第22頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六4.熱星等和熱改正

熱星等是表征天體在整個(gè)電磁波段內(nèi)輻射總量的星等，通常用mbol表示。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(jì)等有這種特性），則所獲得的星等稱為輻射星等。由于大氣消光和儀器消光（指接收設(shè)備光學(xué)部分的選擇吸收）的影響，輻射星等所反映的還不是到達(dá)地球的全部輻射，輻射星等經(jīng)大氣消光和儀器消光改正后才得到熱星等,它是到達(dá)地球的恒星全部輻射的一種量度。熱星等不能直接由觀測加以確定，只能由多色測光的星等結(jié)合理論計(jì)算來求得。第23頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

為了把目視星等換算為熱星等必須加上一項(xiàng)改正,稱為熱改正，常用BC表示:

BC=mbol-mv二.色指數(shù)和色余

同一天體在任意兩個(gè)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)。不同恒星表現(xiàn)出有很不相同的顏色，這是由于恒星在不同光學(xué)波段有著不同的輻射強(qiáng)度而引起的，因而恒星的顏色就同色指數(shù)和色溫度密切相關(guān)。色溫度又稱分光光度溫度，是表征天體在某一波段的連續(xù)譜能量分布的物理量。如在某一波段中，天體連續(xù)譜的能量分布與溫度為Tc

的絕對黑體輻射譜相近，則定義Tc

為該天體在這一波段的色溫度。第24頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

最常用的色指數(shù)是照相星等與目視星等之差，寬波段UBV三色測光系統(tǒng)則得出兩個(gè)色指數(shù)U－B和B－V?，F(xiàn)代天體物理工作中還用到其他一些形式的色指數(shù)，如V－R等。當(dāng)色指數(shù)B－V是一較大的正值時(shí)，說明光譜的藍(lán)光段光度與目視光度相比顯得比較弱,恒星呈紅色(如獵戶

的B－V＝＋1m.84)。相反，藍(lán)星的B－V就是負(fù)的，比如仙王

的B－V＝－0m.22。B－V的數(shù)值決定了表面溫度的大小,對應(yīng)關(guān)系如表2-3所示。25第25頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六表2-3與色指數(shù)B－V相應(yīng)的恒星表面溫度B－V表面溫度(K)－0.20.00.20.40.60.81.01.21.418800108008190682059205200453039203480第26頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

給定光譜型恒星所固有的色指數(shù)稱為正常色（內(nèi)稟色指數(shù)）。正常色可通過對近距星的測量求得。沒有星際消光影響時(shí)A0型星的B星等與V星等是相同的，所以對近距A0型星有C＝B－V＝0。

由于星際消光物質(zhì)存在，星光通過星際空間后會(huì)變紅，稱為星際紅化。這是因?yàn)橄馕镔|(zhì)對星光的散射與波長有關(guān),長波的散射小,短波的散射大,這種選擇散射效應(yīng)使觀測到的顏色比沒有散射時(shí)來得紅。

1.內(nèi)稟色指數(shù)和星際紅化第27頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六2.色余和星際消光(2-2)(2-3)(2-4)如以A表示消光量,

在UBV系統(tǒng)中對大部分天區(qū)有：

星際消光與波長有關(guān)，觀測色指數(shù)與正常色指數(shù)不同。兩者之差稱為色余，對于不同色指數(shù)有不同色余。以(U-B)0和(B-V)0表示內(nèi)稟色指數(shù)，則相應(yīng)的色余為：第28頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

星際紅化使天體顯得偏紅，色余為正，稱為正色余,色余與光線穿過的距離成正比。某些情況下色余為負(fù),稱為紫外色余。利用色余可確定總消光量，由式(2-2)及(2-4)的第二式可得到

AV=3.1EB-V如由觀測得到(B－V)，通過其他途徑知道(B－V)0

,就可得出EB-V,再利用式(2-5),

消光Av也就知道了。(2-5)第29頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

1.光譜分類恒星光譜一般是連續(xù)譜背景上分布著一些吸收線，少數(shù)還兼有發(fā)射線。光譜在連續(xù)譜能量分布、譜線數(shù)目和強(qiáng)度以及特征譜線等方面有很大的差異。決定光譜形態(tài)的因素有恒星大氣物質(zhì)的物理性質(zhì)、化學(xué)成分和運(yùn)動(dòng)狀態(tài)以及光線行進(jìn)途中的吸收等。絕大多數(shù)恒星光譜的差異不是由于化學(xué)成份的不同，而是由于不同溫度和壓力引起恒星大氣§2.3赫羅圖

一.光譜型和光度級(jí)

物質(zhì)的激發(fā)和電離狀態(tài)之差異而形成的。對元素成分相同的恒星來說，造成光譜差異的原因是恒星大氣中溫度和壓力的不同；而溫度相同的巨星和矮星間光譜的差異則是由壓力不同引起的。30第30頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

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(jìn)行選擇吸收。發(fā)射線一般是由離恒星本體較遠(yuǎn)的稀薄氣體（星周氣體）產(chǎn)生的，所以觀測到的光譜是恒星光譜和星周氣體光譜的混合。

恒星光譜雖然形態(tài)眾多，然而并不是沒有規(guī)律可循，它們可以分為若干種類型，而同一類型恒星的光譜則相差很少。目前通常采用的是經(jīng)過一些修正和補(bǔ)充的哈佛分類法。美國哈佛大學(xué)天文臺(tái)于19世紀(jì)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(qiáng)度和形狀，同時(shí)也考慮到連續(xù)譜的能量分布。

第31頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六哈佛分類序列第32頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

哈佛分類序列是一個(gè)連續(xù)的序列，它實(shí)際上反映了一個(gè)最重要的因素，即恒星表面層平均溫度的變化。最熱的O型星溫度高達(dá)40000K，最冷的M型星只有3000K。在這一系統(tǒng)中，太陽屬G2型；S和R、N兩個(gè)分支可能反映了化學(xué)組成的差別。

在哈佛分類序列中，各個(gè)類型之間是逐漸過渡的，每一光譜型又分為10個(gè)次型，用拉丁字母后的阿拉伯?dāng)?shù)字0－9來表示，如O5、B8、G2等。并非每一個(gè)光譜型都有十個(gè)次型，次型由譜線相對強(qiáng)度所確定,有些次型是缺項(xiàng)的。第33頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六2.不同光譜型恒星的主要特征O型：藍(lán)白，電離He比中性He強(qiáng)，>30000KB型：藍(lán)白，電離He比中性He弱，11000－30000KA型：白色，H強(qiáng)度最大，電離鈣出現(xiàn)，7200－11000KF型：黃白，電離鈣強(qiáng)，H減弱，中性金屬出現(xiàn)，

6000－7200KG型：黃色，電離鈣強(qiáng)，中性金屬強(qiáng)，5200－6000KK型：橙色，中性金屬強(qiáng)，電離鈣減弱，3500－5200KM型：紅色，中性金屬強(qiáng),出現(xiàn)分子吸收譜線,<3500K

由G型到K型、M型，H線不斷減弱第34頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六3.光度級(jí)1940年代摩根和基南提出了以溫度和光度為參量的二元分類法，其中溫度型沿用哈佛系統(tǒng)的符號(hào),光度級(jí)分為7級(jí),用羅馬數(shù)字表示。這7級(jí)是I－超巨星，II－亮巨星，III－正常星，IV－亞巨星,V－主序星,VI－亞矮星,VII－白矮星。超巨星又可根據(jù)光度的大小細(xì)分為Ia、Iab、Ib三類。在這一系統(tǒng)中太陽的光譜型為G2V。35第35頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

另一種做法是在哈佛系統(tǒng)的光譜型記號(hào)的前、后加上一些符號(hào)，以把屬于同一光譜型但有不同物理特性的恒星區(qū)分開。在光譜型記號(hào)之前加上小寫字母d、g、c分別表示矮星、巨星和超巨星（稱為威爾遜光度型系統(tǒng)，這時(shí)太陽為dG2）；在光譜型記號(hào)后加上小寫字母p表示光譜特殊的恒星，e表示光譜中有發(fā)射線，s表示譜線又窄又銳，n表示譜線又寬又漫，以及v表示有變化的光譜等。如Be表示B型發(fā)射星。第36頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

以恒星光譜型為橫坐標(biāo)，絕對星等為縱坐標(biāo)所作出的圖稱為光譜－光度圖，又稱赫羅圖或HR圖。圖2-3a是據(jù)1954年為止用最可靠三角視差算出的絕對星等所畫的HR圖。圖2-3b是10793顆已由依巴谷衛(wèi)星測得距離的場星所作的HR圖。除主序外，亞巨星支（SGB）從主序B-V≈0.7及M≈4處開始，沿水平方向延伸到B-V≈1處，從其右端起恒星密集區(qū)很陡地向上翹向到達(dá)紅巨星支（RGB），之后向更亮但溫度更低的方向伸展。在B-V≈1處,RGB比同光譜型的MS星約亮30倍（3.7等）。

二.赫羅圖及其表現(xiàn)形式第37頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六圖2-3a1954年得出的恒星光譜－光度圖圖2-3b由10793恒星的依巴谷視差所得出的光譜－光度圖第38頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

應(yīng)注意的是，得出圖2-3所示HR圖的恒星大部分是較亮的恒星，它不能給出屬于HR圖上不同部分相對星數(shù)實(shí)際情況的客觀估計(jì)，即圖2-3有利于真正的亮星。如取某一距離范圍（比如100pc）內(nèi)全部恒星來給出相應(yīng)的HR圖，則圖的樣子就會(huì)有相當(dāng)大的不同，其表現(xiàn)是圖上不同區(qū)域恒星密度的改變。絕大多數(shù)是處于主星序下部的G、K、M型星，A、F型星比較少，白矮星并不會(huì)像圖2-3這樣少，而巨星和超巨星是極其稀少的。恒星演化理論已可對恒星的赫羅圖作出較好的說明。第39頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六圖2-4不同光度級(jí)恒星在赫羅圖上的分布40第40頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

圖2-3中的主序星有著不同的年齡，因此在同一顏色處絕對星等會(huì)有較大的彌散。如全部恒星的主序齡為零，即剛剛從分子云演化成恒星而到達(dá)MS，則它們構(gòu)成的MS會(huì)變得更窄，這樣的主序稱為ZAMS。表2-4零齡主序

表2-4給出ZAMS上與不同(B－V)相應(yīng)的(U－B)和Mv。要是有一個(gè)星數(shù)眾多、離開我們又近的非常年輕的星團(tuán)，構(gòu)成ZAMS就很容易，可惜實(shí)際情況并非如此。第41頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

一種做法是利用近距離較年老星團(tuán)

MS的暗端（這部分恒星演化很慢）以及較遠(yuǎn)年輕星團(tuán)的亮端來合成ZAMS，其中還要應(yīng)用恒星演化理論。盡管如此，仍然存在一定的誤差。

表2-5及表2-6分別給出不同光譜型MS星和巨星、超巨星的絕對星等及若干種顏色。表列為該類恒星的平均值，包括已經(jīng)歷一定程度演化的恒星。故對早于G型恒星，表列數(shù)字必然比ZAMS星來得亮。注意，表2-6的誤差比表2-5更大,因?yàn)槌扌呛苌?距離遠(yuǎn)就測得不準(zhǔn)。第42頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六表2-5矮星和巨星的光度和顏色第43頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六表2-6超巨星的光度和顏色第44頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六圖2-5雙色圖三角：主序星（V）方塊：超巨星（I）

利用以上兩表還可以構(gòu)成顏色－顏色圖（雙色圖），如圖2-5所示。雙色圖在有些問題的研究上是有用的。45第45頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

恒星計(jì)數(shù)結(jié)果常用A(m)

來表示，稱為視星等的頻數(shù)或微分亮度函數(shù)。A(m)表示m等星的星數(shù)，通常指單位球面積（也可用于全天），這時(shí)A(m)隨天區(qū)位置(l,b)的不同而不同。亮度函數(shù)常以列表形式給出，表中每一行給出的是在m

m/2星等間隔內(nèi)的恒星星數(shù)A(m)m，m是列表間隔。

§2.4幾個(gè)重要的函數(shù)

一.亮度函數(shù)有時(shí)列表所給出的是亮于某一視星等m的恒星總數(shù)N(m)，稱為累積亮度函數(shù)。第46頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六在A(m)和N(m)間存在著以下的關(guān)系

利用亮度函數(shù)可確定恒星的密度函數(shù)D(r)。不同天區(qū)(l,b)的A(m)值反映了恒星在天球上的視分布情況，從這個(gè)角度來說又可以把A(m)?m

稱為在星等間隔m

m/2內(nèi)的恒星的面密度。第47頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六1.西利格定理

設(shè)空間為完全透明，即不存在星際消光效應(yīng)，則可以推出

上式表明，如果空間完全透明，且各種亮度恒星在空間作均勻分布，則星等每增加一等，星數(shù)增加到3.98倍，這一結(jié)論稱為西利格定理。西利格定理可用微分亮度函數(shù)的形式來表示，即

西利格定理也可用于河外星系或其他天體的計(jì)數(shù),其中需假設(shè)星系際空間完全透明,星系在空間均勻分布。第48頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六2.恒星計(jì)數(shù)的主要結(jié)果(i)|b|20天區(qū)中的星數(shù)占95.3%,銀道帶聚集了大量的暗星。(ii)對同一銀緯b來說,不同銀經(jīng)l天區(qū)的計(jì)數(shù)結(jié)果，可以同平均結(jié)果有顯著的偏離。(iii)對9m~13m.5的恒星來說，南銀半球比北銀半球在星數(shù)上約多10%；對于更暗的恒星這一差異不存在。(iv)通過亮星最大密集區(qū)所作的大圓與銀道偏離較大；隨著向暗星過渡，過恒星最大密集區(qū)的大圓逐漸靠近銀道。就最明亮的星而言,這類大圓與銀道面交角為15～17，這就是Gould帶。第49頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

(v)在銀經(jīng)方面，9m.0~13m.5恒星的最大密集方向在l=292附近（大致在本星群的中心方向），而16m至18m恒星的最大密集方向在l=2附近，即接近銀河系中心方向。(vi)任何方向的N(m+1)/N(m)均小于3.98，說明西利格定理的兩個(gè)前提條件是不成立的，即恒星的空間分布并不均勻，星際空間也并不完全透明。50第50頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六二.光度函數(shù)光度函數(shù)是為研究恒星空間分布而引入的一個(gè)重要概念，它是恒星按絕對星等M（而不是按光度）的分布函數(shù)，通常以(M)表示。絕對星等在M和M＋dM之間的恒星的相對數(shù)目為(M)

dM。(M)滿足下列歸一化條件在每pc3內(nèi)，絕對星等為M（即M-1/2與M+1/2之間）的恒星數(shù)目為D(M),D為恒星的空間密度。

第51頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

如用(M)表示絕對星等不大于M的恒星的相對數(shù),則在(M)和

(M)之間存在以下關(guān)系(M)稱為累積光度函數(shù)，而(M)則稱為微分光度函數(shù)。注意亮度函數(shù)A(m)和N(m)指的是絕對數(shù)，而不是相對數(shù)。

光度函數(shù)的概念同樣適用于星團(tuán)以及河外天體等（下同）。第52頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

按照恒星的成份，光度函數(shù)可分為兩種。一種是普遍的，即對所有恒星的光度函數(shù)。另一種則專指某一光譜型或光譜次型的恒星。按照問題所研究空間范圍光度函數(shù)也可以分為兩種。一種是對整個(gè)銀河系，另一種則專對某一特定局部范圍，如僅限于太陽附近，或者限于某個(gè)星團(tuán)等。

確定恒星光度函數(shù)并不容易，尤其對場星來說更是困難。原因主要是由低光度恒星引起的。低光度恒星只有在近距離時(shí)才能觀測到，而太陽鄰域的高光度恒星甚少，由此定出的光度函數(shù)缺乏代表性。第53頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

如果把范圍擴(kuò)大,高光度恒星的數(shù)目是增多了，但低光度恒星的距離測不準(zhǔn)，有的根本就觀測不到，從而給光度函數(shù)的工作帶來很大的不確定性。

對于星團(tuán)來說困難在于正確地判斷成員星。對遠(yuǎn)距離星團(tuán)，可以認(rèn)為全部成員有相同的距離，因而它們按視星等的分布和光度函數(shù)只在引數(shù)上差一個(gè)常數(shù)因子，一旦距離測定之后這個(gè)因子也就確定了。對于近距離星團(tuán)則還存在測定各成員星距離的問題。另一方面，距離一遠(yuǎn)，星團(tuán)中恒星的視密度增高，以至混在一起不易分開，對球狀星團(tuán)來說這一問題尤為嚴(yán)重。第54頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

對于各個(gè)不同光譜型的恒星來說，每一光譜型恒星的光度函數(shù)

(M,Sp)可表述為若干正態(tài)分布密度之和:

對A、F、G、K四個(gè)光譜型，有人得出了表2-7所列的參數(shù)值,其中每一種光譜型已包括了0－9各個(gè)光譜次型的恒星。

55第55頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六對B型星，由于各次型的光度函數(shù)相差很多，不能合起來用一個(gè)式子表示。從表列數(shù)字可以看出，G型星明顯地分為主序星、巨星和超巨星三類，平均絕對星等分別為6.0、2.0、-2.5，彌散度約在1m左右，星數(shù)比例大致為10000:200:1。K型星也大致分為主序星和巨星兩類，平均絕對星等為9.0和2.0，星數(shù)比為20:1，主序星的星等彌散度1m.8比巨星（0m.7）大得多。表2-7不同光譜型恒星的光度函數(shù)參數(shù)第56頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六三.Malmquist偏差

微分亮度函數(shù)給出按視星等m所計(jì)得的

恒星數(shù)，它取決于天體的空間分布和光度函數(shù)。A(m)計(jì)數(shù)到任意暗恒星是不可能的，總存在一極限星等m1，而A(m)只能計(jì)數(shù)到m<m1

。不難知道由此得到某一天區(qū)內(nèi)樣本的平均絕對星等<M>m

總是亮于母體的平均絕對星等，其原因是可以觀測到的最亮的星所占的空間體積總要比最暗的星所占的空間體積來得大。因此，對一個(gè)星等限制的樣本亮星會(huì)估計(jì)過高。這個(gè)觀測效應(yīng)稱為Malmquist偏差，它在許多天體物理研究領(lǐng)域內(nèi)有著重要的地位。現(xiàn)在要來估算一下這一偏差引起的改正。

第57頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

設(shè)母體的光度函數(shù)服從高斯分布，方差為2，而樣本方差為：可以推出：這就是Malmquist偏差。因dA/dm>0，故觀測樣本的平均絕對星等<M>，總是小于母體的平均絕對星等M0,也就是偏亮。如設(shè)方差為0.5,則兩者約相差0.15等。

Malmquist偏差對樣本方差的影響為：第58頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六四.質(zhì)量函數(shù)

質(zhì)量函數(shù)定義為恒星按質(zhì)量大小的相對分布，或者說某一質(zhì)量范圍內(nèi)恒星的數(shù)目占恒星總數(shù)的比例。它與光度函數(shù)的定義是類似的，只是把絕對星等代之以質(zhì)量。星團(tuán)的質(zhì)量函數(shù)對于研究星團(tuán)內(nèi)恒星的演化具有重要意義。通常認(rèn)為星團(tuán)恒星具有大致相同的年齡和化學(xué)組成，主要區(qū)別在于質(zhì)量不同。任何有關(guān)星團(tuán)演化的理論，必須對目前觀測到的星團(tuán)內(nèi)恒星的質(zhì)量函數(shù)做出解釋，或者說質(zhì)量函數(shù)對演化理論給以觀測約束。第59頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

星團(tuán)內(nèi)恒星誕生之時(shí)所具有的質(zhì)量函數(shù)稱為恒星的初始質(zhì)量函數(shù)，因而也就是與赫羅圖上零齡主序相對應(yīng)的恒星質(zhì)量函數(shù)。為得到質(zhì)量函數(shù)，必須先求得恒星的質(zhì)量，這時(shí)往往需要用到恒星的質(zhì)光關(guān)系。在恒星的質(zhì)量和內(nèi)稟光度（絕對星等）之間存在著重要的關(guān)系，即質(zhì)光關(guān)系，說明恒星在質(zhì)量和能量之間存在某種聯(lián)系。質(zhì)量是恒星最重要的物理參量之一，目前可靠確定恒星質(zhì)量只能利用少數(shù)特定的雙星，而質(zhì)光關(guān)系則開辟了另一條途徑。60第60頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

1920年代，愛丁頓從理論上導(dǎo)出以下質(zhì)光關(guān)系

觀測資料表明，90％的主序星都遵循相當(dāng)確定的質(zhì)光關(guān)系：Mb為恒星的絕對熱星等。

表2-8給出了恒星質(zhì)量、半徑和光度之間的關(guān)系，前者又稱為質(zhì)徑關(guān)系。第61頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六表2-8恒星的質(zhì)量－半徑－光度關(guān)系第62頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六§2.5

天體的空間運(yùn)動(dòng)

一.描述天體空間運(yùn)動(dòng)的幾種方式

任何物體的空間運(yùn)動(dòng)都是三維的，包括恒星、星系在內(nèi)的天體也不例外。因此，理論上說可以在三維直角坐標(biāo)、球坐標(biāo)或者柱坐標(biāo)中來表述天體的空間運(yùn)動(dòng)。

在天文學(xué)中，由于引入了天球和天球坐標(biāo)的概念，描述天體空間運(yùn)動(dòng)時(shí)最常用的是三維球坐標(biāo)。其中，沿著觀測者視線方向的運(yùn)動(dòng)分量稱為天體的視向速度，與視線方向相垂直的2個(gè)運(yùn)動(dòng)分量稱為天體的切向速度，它們都可以通過觀測獲取。第63頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

圖2-6太陽空間運(yùn)動(dòng)在銀道柱坐標(biāo)中的3個(gè)分量，Σ1為徑向分量，Σ2為周向分量，Σ3為垂向分量。

上述三維球坐標(biāo)可以是赤道坐標(biāo)，也可以是銀道坐標(biāo)，后者

在星系天文學(xué)中更為常用。在討論與銀河系運(yùn)動(dòng)學(xué)有關(guān)的問題中，往往還會(huì)用到銀道柱坐標(biāo)。這時(shí)，3個(gè)運(yùn)動(dòng)分量分別為徑向分量、周向分量和與銀道面相垂直的分量。第64頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六二.自行和切向速度

恒星空間速度V可以分解為視向分量Vr和切向（橫向）分量Vt

,

Vt

又可以沿赤經(jīng)、赤緯方向進(jìn)一步分解為Vα和Vδ，所以有

當(dāng)然，根據(jù)工作需要也可以把Vt沿銀經(jīng)、銀緯方向分解。需要注意的是在分解過程中，決定三個(gè)方向的坐標(biāo)系原點(diǎn)位于被研究的那個(gè)恒星所在的位置上。對于不同的恒星，坐標(biāo)系的原點(diǎn)和坐標(biāo)軸空間取向都是不同的，稱為局部坐標(biāo)系，又可以有局部赤道坐標(biāo)系或局部銀道坐標(biāo)系之分。65第65頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

切向速度并不是直接可觀測量，只能通過測定恒星的自行和距離來求得。所謂恒星自行是指單位時(shí)間（通常取1年或100年）內(nèi)恒星在天球上位置的變化，稱為年自行或百年自行。因此，自行就是恒星在天球上的運(yùn)動(dòng)角速度。

為測定恒星的自行，至少需要在兩個(gè)不同的時(shí)間來測量恒星的天球位置（赤經(jīng)和赤緯）。除了觀測和測量設(shè)備自身的精度外，這兩個(gè)時(shí)間（天文學(xué)上稱為觀測歷元）相隔越長，即歷元差越大，年自行的測定精度就越高。

第66頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

盡管恒星的實(shí)際空間運(yùn)動(dòng)速度可達(dá)每秒幾十公里或更高,但由于距離很遠(yuǎn)，表現(xiàn)為恒星的自行運(yùn)動(dòng)是很小的。就肉眼可見的恒星來說，自行大多小于每年0.″1，而暗星的自行往往比這更小。另一方面，河外天體因?yàn)榫嚯x非常遠(yuǎn)，通?？烧J(rèn)為它們的自行為零。

天文學(xué)家憑借高精度的空間天文觀測手段（依巴谷天體測量衛(wèi)星），已經(jīng)測得了幾十萬顆恒星的年自行，精度好于千分之一角秒。

恒星自行的確定對于天文實(shí)測工作來說是必不可少的，它們是星表的重要組成部分。第67頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六三.視向速度不同恒星的空間運(yùn)動(dòng)速度和速度的3個(gè)分量各不相同，其中自行會(huì)改變不同恒星在天空中的相對位置。另一方面，恒星視向速度所產(chǎn)生的效應(yīng)是使恒星遠(yuǎn)離或靠近觀測者，但不會(huì)改變觀測者所看到的不同恒星在天空中的相對位置。

恒星視向速度測定的基礎(chǔ)是物理學(xué)上的多普勒效應(yīng)，這一效應(yīng)的數(shù)學(xué)表達(dá)式是：

第68頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六其中光速c和靜止波長λ0是已知的,λ

可以通過實(shí)測來加以確定,于是利用多普勒效應(yīng)即可得出光源（天體）的視向速度v。大量的實(shí)測結(jié)果表明，約50%恒星的視向速度不超過每秒18公里，80%恒星的視向速度不超過每秒30公里。另一方面，星系的視向速度要大得多，可達(dá)每秒幾千公里甚至更大。

圖2-7多普勒效應(yīng)使恒星光譜中的譜線發(fā)生位移第69頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

天體的視向運(yùn)動(dòng)有兩種情況：如果天體在遠(yuǎn)離地球運(yùn)動(dòng)，就有λ>

λ0

，觀測譜線與靜止譜線相比較是向光譜的紅端（長波）方向移動(dòng)，v>0，稱為譜線紅移。反之，當(dāng)天體在接近地球運(yùn)動(dòng)時(shí)，λ

<

λ0

，觀測譜線向光譜的藍(lán)端（短波）方向移動(dòng)，v<0，稱為譜線藍(lán)移（亦稱紫移）。由于多普勒效應(yīng)，對包括光波在內(nèi)的電磁波來說，輻射源（天體）的運(yùn)動(dòng)使天體觀測譜線的位置發(fā)生變動(dòng)，視向速度越大，譜線的多普勒位移越大。70第70頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六天體視向速度的多途徑應(yīng)用

天體（恒星、星系等）視向速度測定值可以用于多方面的天文物理研究課題，如：

1.最基本的應(yīng)用是確定天體沿觀測者視線方向的運(yùn)動(dòng)狀態(tài)。

2.測定雙星的軌道運(yùn)動(dòng)。雙星中的2顆子星,除了整體上（雙星系統(tǒng)質(zhì)心）的視向運(yùn)動(dòng)外，同時(shí)還作互繞運(yùn)動(dòng)。因此，子星的觀測視向速度會(huì)表現(xiàn)出周期性的變動(dòng)，仔細(xì)分析這種變化可確定雙星的軌道運(yùn)動(dòng)。第71頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

3.脈動(dòng)變星和爆發(fā)變星（新星、超新星等）除自身的視向運(yùn)動(dòng)外，星體表面在膨脹（或收縮），觀測視向速度是這2種運(yùn)動(dòng)的合成，因而可用于測定這類變星的徑向運(yùn)動(dòng)。

4.同樣的原理，也可以用于測定氣體星云（如蟹狀星云、行星狀星云等）的徑向膨脹運(yùn)動(dòng)。

5.確定遠(yuǎn)距離河外天體的宇宙學(xué)距離。第72頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六四.成團(tuán)天體的內(nèi)部運(yùn)動(dòng)

除了需要測定和研究各類天體的空間運(yùn)動(dòng)外，在天體物理中經(jīng)常會(huì)討論到成團(tuán)天體的內(nèi)部運(yùn)動(dòng)狀態(tài)，這里的成團(tuán)天體可以是星團(tuán)、星系或者星系團(tuán)等。

成團(tuán)天體的內(nèi)部運(yùn)動(dòng)又可以分為兩類。以星系為例，其一是各別恒星（或星團(tuán)）在星系內(nèi)的空間運(yùn)動(dòng)，其二是所有成員天體（恒星或星團(tuán)）的總體運(yùn)動(dòng)狀態(tài)。第73頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

研究各別天體在團(tuán)內(nèi)的空間運(yùn)動(dòng)較為困難。對于星系來說,通常僅限于銀河系，即使是近距河外星系，也無法測出其中恒星的自行,更不用說星系團(tuán)中星系的自行了。對于銀河系內(nèi)的星團(tuán),只有距離比較近的星團(tuán)才能取得團(tuán)內(nèi)恒星較為可靠的自行。另一方面，對遙遠(yuǎn)的河外星系，唯一能測得的運(yùn)動(dòng)學(xué)資料是它們的視向速度。銀河系內(nèi)恒星能否測得其視向速度，取決于恒星的亮度。由于測定方法的不同，能測得自行的恒星，未必能測得它們的視向速度。第74頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

團(tuán)內(nèi)成員天體的總體運(yùn)動(dòng)學(xué)狀態(tài)可用速度彌散度來表征，這里速度彌散度是用來描述成員天體運(yùn)動(dòng)速度間差異大小的一個(gè)特征量。如設(shè)第i個(gè)天體的運(yùn)動(dòng)速度（視向速度或自行）為vi，則速度彌散度σ

的定義為：其中是全部n個(gè)成員天體運(yùn)動(dòng)速度的平均值。

對于自行和視向速度可以由上式分別計(jì)算它們的自行彌散度和視向速度彌散度，其中自行彌散度又有赤經(jīng)和赤緯（或者銀經(jīng)和銀緯）方向的2個(gè)分量。(2-6)75第75頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

在有關(guān)σ

的計(jì)算中，有2個(gè)問題必須認(rèn)真考慮。

1.vi為觀測量，其中包含了觀測誤差。因此，由公式(2-6)算得的

σ

是觀測彌散度，而不是能真實(shí)反映成員天體在團(tuán)內(nèi)運(yùn)動(dòng)速度之間差異之實(shí)際大小的“內(nèi)稟彌散度”。如把后者記為σ0，則應(yīng)該有σ

>σ0。

σ0的計(jì)算通?？刹捎脙煞N方法。一是在σ

中扣除vi

觀測誤差的影響，另一種在確定成員天體的過程中直接求得σ0。前一種方法在實(shí)用上會(huì)有一定的困難。

2.

參與公式(2-6)計(jì)算的只能是成團(tuán)天體的成員，不能混入非成員天體。這就涉及如何正確判定團(tuán)成員的問題,而這一問題的徹底解決頗為不易，甚至無法做到。我們將在有關(guān)星團(tuán)成員確定的內(nèi)容中作較為詳細(xì)的說明。第76頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六間接計(jì)算內(nèi)稟速度彌散度的困難

所謂“間接計(jì)算”是指先由速度觀測值vi

得出觀測彌散度σ

，然后在σ

中扣除vi

中觀測誤差εj

的影響以得出內(nèi)稟彌散度σ0,計(jì)算公式為：并可進(jìn)而設(shè)法估算σ0

的確定精度（中誤差）；上式中

l為參與計(jì)算的天體的數(shù)目?，F(xiàn)在的問題是，

對于一個(gè)星團(tuán)來說在

l

個(gè)參與計(jì)算的樣本恒星中，很可能會(huì)混入非星團(tuán)成員的恒星，這就會(huì)影響到星團(tuán)內(nèi)稟彌散度σ0的最后結(jié)果，通常使σ0

估算值偏大。在具體工作中，必須考慮到這一點(diǎn)。第77頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六§2.6視差和視差位移一.視差的定義

從兩個(gè)不同位置觀測同一目標(biāo)兩視線方向的差異稱為視差，天文學(xué)上稱天體對地球公轉(zhuǎn)軌道半徑的最大張角為周年視差，簡稱視差。顯然，天體離太陽越遠(yuǎn)視差越小，如能設(shè)法測出天體的視差，就可以求得天體的距離r。如以角秒為單位，距離以秒差距為單位，則可以有簡單關(guān)系：第78頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

正因?yàn)橛猩鲜龊唵侮P(guān)系，天文學(xué)上往往把視差看作是距離的同義語。太陽系范圍內(nèi)常用距離單位為AU，太陽系附近區(qū)域用光年或秒差距，銀河系天文學(xué)中常用kpc，而宇宙大尺度結(jié)構(gòu)則往往用Mpc為單位。二.周年視差對天體坐標(biāo)的影響

由球面天文學(xué)可知，周年視差對恒星黃道坐標(biāo)的影響公式為：第79頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六式中和為恒星在日心坐標(biāo)和地心坐標(biāo)中的黃經(jīng)、黃緯,a為日地平均距離,R為地球向徑,L是太陽黃經(jīng)。公式中的角度量均以角秒為單位。因R/a的范圍在（1－1/60，1＋1/60）之間,故近似有R/a≈1,再令

(x,y)分別為恒星因視差存在而在黃緯圈和黃經(jīng)圈上的位移量。80第80頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六于是不難得出：

由上式可見，因周年視差的影響恒星在一年內(nèi)于天球上描繪出一個(gè)橢圓，稱為視差橢圓，其中心位置即是恒星在日心坐標(biāo)系中的位置。對于黃極上的恒星，＝90，橢圓變成半徑為π

的一個(gè)圓；而對于黃道上的恒星，因?yàn)椋?，橢圓退化為一條長2π的線段。

第81頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

恒星周年視差對天體赤道坐標(biāo)的影響是：

其中稱為視差因子。前式給出把恒星地心位置化算為日心位置的改正數(shù)公式。表面上看，只要在不同日期（稱為歷元）對恒星位置進(jìn)行2次觀測,即可得出它的視差；實(shí)際上由于恒星還存在自行，故至少需要作3次觀測。第82頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六星系天文學(xué)發(fā)展簡史一、星系天文學(xué)的研究對象

星系是宇宙的基本組成單元，其中包括銀河系。星系是由大量恒星和星際物質(zhì)組成的天體系統(tǒng)。星系天文學(xué)的內(nèi)容是從總體上研究星系及其組成成份的物理化學(xué)性質(zhì)、結(jié)構(gòu)、運(yùn)動(dòng)學(xué)和動(dòng)力學(xué)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(xué)，其前身是恒星天文學(xué)。恒星天文學(xué)主要研究恒星、星際物質(zhì)及各種恒星集團(tuán)的空間分布和運(yùn)動(dòng)學(xué)、動(dòng)力學(xué)特性,而銀河系天文學(xué)還包括研究銀河系總體結(jié)構(gòu)和特性、大尺度運(yùn)動(dòng)和演化等問題。第83頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

恒星天文學(xué)和恒星物理學(xué)有密切的關(guān)系。第一，恒星天文研究需應(yīng)用天體物理方法取得的各種觀測資料，如星等、色指數(shù)、光譜型、光度級(jí)、視向速度等。這些數(shù)據(jù)的取得有時(shí)列入恒星物理學(xué)，有時(shí)列入實(shí)測天體物理學(xué)，但廣義上說也可列為恒星天文學(xué)內(nèi)容。第二，恒星天文學(xué)和恒星物理學(xué)有一些共同的研究目標(biāo),即認(rèn)識(shí)恒星、恒星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)與演化，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。

這兩門學(xué)科之間也有明顯的區(qū)別。這主要表現(xiàn)在恒星天文學(xué)著重于對大批恒星進(jìn)行綜合研究，而恒星物理學(xué)則著眼于研究個(gè)別恒星。在恒星天文學(xué)研究中需要大量的天體物理觀測資料，而在恒星物理學(xué)中則往往是對少數(shù)有代表性天體的物理化學(xué)性質(zhì)進(jìn)行細(xì)致分析。第84頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

此外，天體的溫度、密度、磁場強(qiáng)度、化學(xué)組成的測定，以及對這些天體上出現(xiàn)的物理現(xiàn)象的解釋通常歸于恒星物理學(xué)，而不是恒星天文學(xué)。另一方面，恒星物理一般不研究恒星的運(yùn)動(dòng)及恒星系統(tǒng)的運(yùn)動(dòng)學(xué)和動(dòng)力學(xué)演化。

恒星天文學(xué)和天體測量學(xué)的聯(lián)系十分緊密，主要表現(xiàn)在恒星天文研究需要大批通過天體測量方法所取得的觀測資料，如天體的球面位置、運(yùn)動(dòng)（自行）和距離（三角視差）。恒星天文研究對這些基本天體測量數(shù)據(jù)的要求越來越高，歐洲空間局的依巴谷衛(wèi)星計(jì)劃就是在這一背景下形成的。天體測量學(xué)長年累月的辛勤勞動(dòng)，往往首先在恒星天文領(lǐng)域上開花結(jié)果，并進(jìn)而為其他天文學(xué)分支學(xué)科所應(yīng)用。85第85頁，共93頁，2023年，2月20日，星期六

銀河系天文學(xué)是專門研究銀河系及其組成部分的結(jié)構(gòu)和演化的學(xué)科，同星系天文學(xué)有著密切的聯(lián)系，后者實(shí)際上就是從銀河系天文學(xué)發(fā)展而來的，但同時(shí)又有自身的一些特征。我們處于銀河系之內(nèi)，可以詳細(xì)觀測研究其許多細(xì)節(jié),但對于銀河系全貌的認(rèn)識(shí)會(huì)因此受到限制。另一方面，盡管河外星系距離很遠(yuǎn)，難以窺見其細(xì)節(jié)，但卻較容易看到它們的總體結(jié)構(gòu)狀態(tài)，從這個(gè)意義上來說，銀河系天文學(xué)和星系天文學(xué)是相輔相成的。不僅如此，星系天文學(xué)的一些重要結(jié)論，應(yīng)該經(jīng)得起銀