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恒星的亮度 Stellar Brightness How “Bright” is a Light Source? We need to quantify how bright an object is. Wave picture of light: Brightness corresponds to the amplitude of the wave (height of the wave crests). Particle (photon) picture of light: Brightness corresponds to the number of photons per second from the light source. The photon picture is the more useful. 光度和亮度 恒星的光度和亮度 光度L (luminosity)：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。 亮度B (brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射量。 视亮度的大小取决于三个因素：天体的光度、距离和星际物质对辐射的吸收和散射。 Inverse Square Law of Brightness 天文学家在此基础上建立了星等系统，定义星等相差5等的天体亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差 (100)1/5=100.4≈2.512倍。 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为 B1/B2 = 10-0.4 (m1-m2) m1－m2=－2.5log (B1/B2) 或m =－2.5log (B/B0)，其中F0为定标常数。 L1/L2 =10-(m1-m2)/2.5 m1-m2 = -2.5log (L1/L2) 部分天体的视星等 The absolute magnitude of a star is the apparent magnitude it would have if viewed from a distance of 10 parsecs Magnitudes are conveniently ‘low numbers’ Difference in brightness from Sun – HST limit is a factor of ~1026 ! 绝对星等 视差 Parallax 视差指的是观察者在运动时所看到的远处物体方位的变化。 Parallax, Apparent displacement of an object because of the observer’s change of view point. 当我们从一个地点运动到另一个地点时，周围物体好像都改变了它们的位置。 人体自身就具有一个能引起视差效应的机制，我们的双眼。 Method of Trigonometric Parallaxes 恒星的距离 Stellar Distance 19世纪30年代，有几个人差不多在同时候取得了成功： 1837, W. Struve, Lyrae α (织女星), p=0.125 (0.121) 1838, F. W. Bessel, Cygnus 61, p=0.314 (0.294) 1839, T. Henderson, Centauri α , p=1.16 (0.76) 所有已知的恒星，它们的视差都小于1角秒。 秒差距 Parsec 视差法测量恒星距离的限制 由于受到地球大气扰动的影响，周年视差的精确测量受到限制。 地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01″ Hipparcos人造卫星（1989年8月发射） High Precision Parallax Collecting Satellite 角分辨率达到0.001″ 测量了约100万颗恒星的距离 1668年诞生了第一架反射式望远镜。经过多次磨制非球面的透镜失败后，牛顿另辟思路发明了反射望远镜。用反射镜代替折射镜是一个巨大的成功。它有许多优点，而且相对于折射望远镜比较容易制作，虽然它也存在固有的不足。 折反射式望远镜最早出现于1814年。到了1931年，德国光学家施密特将一块近于平行板的非球面薄透镜与球面反射镜相配合，制成了一架折反射望远镜。这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。这类望远镜已经成了天文观测的重要工具。它兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和摄影。 三百多年来，光学望远镜一