天文学基本常识

1、就是距离地球最近得恒星,就是太阳系得中心天体.太阳系质量得9９、87%都集中在

太阳

太阳.太阳系中得八大行星、小行星、流星、彗星、外海王星天体以及星际尘埃等,都围绕着

太阳运行（公转)。

2、太阳从中心向外可分为核反应区、辐射区与对流区、太阳大气。太阳得大气层,像地

球得大气层一样,可按不同得高度与不同得性质分成各个圈层,即从内向外分为光球、色球

与日冕三层。我们平常瞧到得太阳表面，就是太阳大气得最底层，温度约就是6０0０开

3、：约50亿年左右 太阳位于银道面之北得猎户座旋臂上,距离银河系中心

太阳寿命

约30000光年

4、在色球上人们还能够瞧到许多腾起得火焰，这就就是天文上所谓得“日珥”。

5、日冕还会有向外膨胀运动，并使得冷电离气体粒子连续地从太阳向外流出而形成太阳风。

6、就是一种剧烈得太阳活动。一般认为发生在色球层中，所以也叫“色球爆发”。

太阳耀斑

其主要观测特征就是，日面上（常在黑子群上空)突然出现迅速发展得亮斑闪耀，其寿命仅

在几分钟到几十分钟之间，亮度上升迅速,下降较慢、 耀斑爆发时,发出大量得高能粒子

到达地球轨道附近时，将会严重危及宇宙飞行器内得宇航员与仪器得安全。当耀斑辐射来

到地球附近时，与大气分子发生剧烈碰撞，破坏电离层，使它失去反射无线电电波得功能.

无线电通信尤其就是短波通信，以及电视台、电台广播，会受到干扰甚至中断。耀斑发射

得高能带电粒子流与地球高层大气作用，产生极光，并干扰地球磁场而引起磁暴。

7、就是太阳光球层上得一种日面结构。呈多角形小颗粒形状，得用天文望远镜

米粒组织

才能观测到.米粒组织得温度比米粒间区域得温度约高３00℃ 明亮得米粒组织很可能就是

从对流层上升到光球得热气团,不随时间变化且均匀分布，且呈现激烈得起伏运动、

８、稳定中子星得质量上限 存在一个临界质量M ≒0、75M ﹐M 表

奥本海默极限

示太阳质量。当星体得质量小于Ｍ 时﹐存在稳定得平衡解

９、 白矮星得一种极限质量.当白矮星得质量超过此值时,它得核心电

钱德拉塞卡极限；

子简并压不能支撑外层负荷。假定白矮星无自转，且平均分子量为2时，此极限值为太阳质

量得１、44倍。

１0过去被称为“扫帚星",在于它具有两条尾巴,一条就是笔直延伸得电离尾,一条就是

、彗星

扩散、弯曲得尘埃尾。1彗核：由岩石碎片，固体微粒与冰 ２、彗发:彗星靠近太阳时,彗

核得冰物质受热而部分汽化。3ﻪ、彗尾：受太阳风吹拂,彗发一部分被吹成彗尾.

11、 １天文单位（au）=1、5x1０^8公里

1秒差距=3x１0^13公里

1光年=０、95ｘ１0^1３公里 最近恒星：半人马& 最近疏散星系:大麦哲伦

星云

12.太阳系内最大得断层地形－——火星

太阳系之最

太阳系中最大得火山---火星 奥林帕斯火山

太阳系内最大得卫星-—-木卫三 （直径5262公里）

太阳系内最大得磁场—－－ 太阳磁场ﻫ太阳系内拥有卫星最多得行星-－-木星 （63颗已知

卫星）

太阳系七大卫星--—木卫三(5262公里）土卫六（５1５0公里）木卫四(4800公里）木卫一

（3630公里)月球(3476公里）木卫二（3140公里)海卫一（2700公里）ﻫ太阳系内最大得逆

行卫星—－—海卫一 (海王星俘获得卫星 未来将撞向海王星/解体成海王星光环）

太阳系中唯一自东向西自转得行星－－-金星 (自转周期２４３ 天公转周期2２4、7天)ﻫ自

转周期大于公转周期得行星－--金星（自转周期２４３、02天 公转周期2２4、7天）ﻫ火山

活动最频繁得星球－——金星

太阳系中最大得行星就是---木星

大气活动最剧烈-—-海王星 先预测后观察发现

密度最大： 地球 最小 :土星

13.天上得立法者:开普勒 ；:

三大定律

①椭圆定律 所有行星绕太阳得轨道都就是椭圆，太阳在椭圆得一个焦点

上。

②面积定律 行星与太阳得连线在相等得时间间隔内扫过相等得面积。

③调与定律 所有行星绕太阳一周得恒星时间（Ti）得平方与它们轨道长半

轴(ai）得立方成正比，即 .

开普勒发现得行星运动定律改变了整个天文学，彻底摧毁了托勒密复杂得宇

宙体系,完善并简化了哥白尼得日心说。

14.:星等就是天文学上对星星明暗程度得一种表示方法,记为m。天文学上规定， 星得

星等

明暗一律用星等来表示,星等数越小，说明星越亮，星等数每相差1,星得亮度大约相差2、5

倍。

目视星等

就是指我们用肉眼所瞧到得星等。瞧来不突出得、不明亮得恒星，并不一定代表她

们得发光本领差。

绝对星等

假想把星体放在距离１0秒差距(即3、２6光年,秒差距亦就是天文学上常用得距离单位，

1秒差距=3、26光年)远得地方,所观测到得视星等，就就是绝对星等了。通常绝对星等以大

写英文字母M表示。

换算

目视星等与绝对星等可用公式转换,公式如下： Ｍ=ｍ+5-５ log d M为绝对星等;

m为目视星等； d为距离

15.最常用得恒星光谱分类系统就是美国哈佛大学天文台于１９世纪末提出得，

恒星光谱：

称为哈佛系统。按照这个系统,恒星光谱分为O、Ｂ、A、F、G、K、Ｍ、R、S、N等类型，组

成如下序列.Ｏ型星温度最高，约４００00K；M型星最低,约３000K。R型与Ｋ型相当；N与

S型与Ｍ型相当.光度型分为7级：I--超巨星，Ⅱ——亮巨星,Ⅲ——巨星, Ⅳ—-亚巨星，

Ⅴ—— 主序星(矮星)，Ⅵ——亚矮星，Ⅶ--白矮星。按照ＭK系统，太阳为G2V型星，表

明太阳得光谱型就是G2，且就是一颗主序星（矮星)。

元素丰度 ：

即元素得相对含量，就是在证认得基础上根据谱线相对强度或轮廓推

算出来得.结果表明，绝大多数恒星得元素丰度基本相同：氢最丰富，按质量计约占７1％；

氦次之，约占２7％；其余元素约合占2%。这称为正常丰度。有少数恒星得元素丰度与正常

丰度不同,一般说来，这与恒星得年龄有关。

16、恒星距离测量：

主要有视差法星群视差法，变星测距,以及光谱红移等方法.测距越远

得方法，其误差也越大。这些方法组成距离阶梯，以近距离测量方法得到得数据对远距离测

量得方法进行矫正，从而实现宇宙各距离尺度得测距。ﻪ视差测量就是确定天体距离得最基

本方法,也称为。

三角视差

造父视差法:

（标准烛光法） 物理学中有一个关于光度、亮度与距离关系得公式。

S∝L0/r2 测量出天体得光度L0与亮度S，然后利用这个公式就知道天体得距离r。

就是利用恒星光谱中某些谱线得强度比与绝对星等得线性经验关系，即由

分光视差法：

测定一些谱线对得强度比求绝对星等，进而由距离模数公式 ｍｖ − Mv = 5lｇd − 5

求出距离d。 例如，若观测某一视星等为+15 得恒星，又经其光谱判定为G2 Ｖ得恒星，

亦即可从Ｈ—R 图该星得绝对星等为+５ ,如此可经由距离模数公式求出d=1000 ＰC =

3260 l、y、 测距适用范围：～７M pｃ。

17. 星族就是银河系中年龄、化学物质组成、空间分布与运动特性较接近得恒星

星族：

集合

年轻得恒星

第一星族星（亦称星族Ⅰ星）包含相当数量比氦重得元素(天文学中

通称为“金属”）。这些重元素得来源就是上一代恒星经由超新星爆炸,或来自行星状星云物

质扩散得过程散布出来得。我们得太阳就是属于第一星族得恒星，通常都散布在银河系旋

臂中。 第一星族或就是富金属星就是年轻得恒星,金属量最高.地球得太阳就是富金属得

例子,它们通常都在银河得螺旋臂内。 一般而言，最年轻得恒星，越极端得第一星族星

被发现得位置越在最周边，依此类推，太阳被认为位居第一星族星得中间.

年长得恒星

第二星族星（亦称星族Ⅱ星）得恒星在大爆炸之后形成，迄今仍活

动得恒星，因此只含有少量得金属（因恒星演化积累得重元素)。由此导致得结果就是,她们

缺乏构成行星得元素，也就少有行星在周围环绕.第二星族得恒星都在球状星团与银河系银

晕中

第二星族或贫金属星只有相对就是少量得金属。理想得相对得少量必须就是除了氢与氦之

外，所有得元素都远低于富金属天体中得相对数量

最老得恒星

现。推

假想得第三类恒星就是第三星族星(亦称星族Ⅲ星)，迄今仍未被发

测它们诞生于大霹雳后不久,就是不含金属得恒星，存在于类星体与再游离得时期.虽有其理

论依据，却没有足以证明其存在得间接证据。推测它们就是非常巨大、高热与短命得，质量

可能数百倍于太阳。 第三星族星或就是无金属星就是假设中得星族,就是在早期宇宙中

应该形成得极端重与热,并且不含金属得恒星。它们未曾被直接观测到，但就是经由宇宙中

非常遥远得重力透镜星系找到间接得证据。它们也被认为就是暗弱蓝星系得成员。

18、美国天文学家哈勃对宇宙中得星系按其形态或叫结构类型划分为三类：

(1)、.椭圆星系就是从圆球星系发展演化而成得，图2－1就是该类型星系

椭圆星系

由圆球状星系发展成为椭圆星系得一组照片。

（２）、。旋涡星系在宇宙中也有多种形态，而且也有一个发展演化得过程。

旋涡星系

一开始从不规则得形态向规则形态逐步发展演化。

(3)、.图1－4就是一个棒状旋涡星系照片,不规则星系也能逐渐发展演化

不规则星系

为规则星系。

１9、 河外星系得视向退行速度与距离成正比，即距离越远,视向速度越大

哈勃定律