天文學基本常識

1、就是距離地球最近得恒星,就是太陽系得中心天體.太陽系質量得9９、87%都集中在

太陽

太陽.太陽系中得八大行星、小行星、流星、彗星、外海王星天體以及星際塵埃等,都圍繞著

太陽運行（公轉)。

2、太陽從中心向外可分為核反應區、輻射區與對流區、太陽大氣。太陽得大氣層,像地

球得大氣層一樣,可按不同得高度與不同得性質分成各個圈層,即從內向外分為光球、色球

與日冕三層。我們平常瞧到得太陽表面，就是太陽大氣得最底層，溫度約就是6０0０開

3、：約50億年左右 太陽位于銀道面之北得獵戶座旋臂上,距離銀河系中心

太陽壽命

約30000光年

4、在色球上人們還能夠瞧到許多騰起得火焰，這就就是天文上所謂得“日珥”。

5、日冕還會有向外膨脹運動，并使得冷電離氣體粒子連續地從太陽向外流出而形成太陽風。

6、就是一種劇烈得太陽活動。一般認為發生在色球層中，所以也叫“色球爆發”。

太陽耀斑

其主要觀測特征就是，日面上（常在黑子群上空)突然出現迅速發展得亮斑閃耀，其壽命僅

在幾分鐘到幾十分鐘之間，亮度上升迅速,下降較慢、 耀斑爆發時,發出大量得高能粒子

到達地球軌道附近時，將會嚴重危及宇宙飛行器內得宇航員與儀器得安全。當耀斑輻射來

到地球附近時，與大氣分子發生劇烈碰撞，破壞電離層，使它失去反射無線電電波得功能.

無線電通信尤其就是短波通信，以及電視臺、電臺廣播，會受到干擾甚至中斷。耀斑發射

得高能帶電粒子流與地球高層大氣作用，產生極光，并干擾地球磁場而引起磁暴。

7、就是太陽光球層上得一種日面結構。呈多角形小顆粒形狀，得用天文望遠鏡

米粒組織

才能觀測到.米粒組織得溫度比米粒間區域得溫度約高３00℃ 明亮得米粒組織很可能就是

從對流層上升到光球得熱氣團,不隨時間變化且均勻分布，且呈現激烈得起伏運動、

８、穩定中子星得質量上限 存在一個臨界質量M ≒0、75M ﹐M 表

奧本海默極限

示太陽質量。當星體得質量小于Ｍ 時﹐存在穩定得平衡解

９、 白矮星得一種極限質量.當白矮星得質量超過此值時,它得核心電

錢德拉塞卡極限；

子簡并壓不能支撐外層負荷。假定白矮星無自轉，且平均分子量為2時，此極限值為太陽質

量得１、44倍。

１0過去被稱為“掃帚星",在于它具有兩條尾巴,一條就是筆直延伸得電離尾,一條就是

、彗星

擴散、彎曲得塵埃尾。1彗核：由巖石碎片，固體微粒與冰 ２、彗發:彗星靠近太陽時,彗

核得冰物質受熱而部分汽化。3?、彗尾：受太陽風吹拂,彗發一部分被吹成彗尾.

11、 １天文單位（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：半人馬& 最近疏散星系:大麥哲倫

星云

12.太陽系內最大得斷層地形－——火星

太陽系之最

太陽系中最大得火山---火星 奧林帕斯火山

太陽系內最大得衛星-—-木衛三 （直徑5262公里）

太陽系內最大得磁場—－－ 太陽磁場?太陽系內擁有衛星最多得行星-－-木星 （63顆已知

衛星）

太陽系七大衛星--—木衛三(5262公里）土衛六（５1５0公里）木衛四(4800公里）木衛一

（3630公里)月球(3476公里）木衛二（3140公里)海衛一（2700公里）?太陽系內最大得逆

行衛星—－—海衛一 (海王星俘獲得衛星 未來將撞向海王星/解體成海王星光環）

太陽系中唯一自東向西自轉得行星－－-金星 (自轉周期２４３ 天公轉周期2２4、7天)?自

轉周期大于公轉周期得行星－--金星（自轉周期２４３、02天 公轉周期2２4、7天）?火山

活動最頻繁得星球－——金星

太陽系中最大得行星就是---木星

大氣活動最劇烈-—-海王星 先預測后觀察發現

密度最大： 地球 最小 :土星

13.天上得立法者:開普勒 ；:

三大定律

①橢圓定律 所有行星繞太陽得軌道都就是橢圓，太陽在橢圓得一個焦點

上。

②面積定律 行星與太陽得連線在相等得時間間隔內掃過相等得面積。

③調與定律 所有行星繞太陽一周得恒星時間（Ti）得平方與它們軌道長半

軸(ai）得立方成正比，即 .

開普勒發現得行星運動定律改變了整個天文學，徹底摧毀了托勒密復雜得宇

宙體系,完善并簡化了哥白尼得日心說。

14.:星等就是天文學上對星星明暗程度得一種表示方法,記為m。天文學上規定， 星得

星等

明暗一律用星等來表示,星等數越小，說明星越亮，星等數每相差1,星得亮度大約相差2、5

倍。

目視星等

就是指我們用肉眼所瞧到得星等。瞧來不突出得、不明亮得恒星，并不一定代表她

們得發光本領差。

絕對星等

假想把星體放在距離１0秒差距(即3、２6光年,秒差距亦就是天文學上常用得距離單位，

1秒差距=3、26光年)遠得地方,所觀測到得視星等，就就是絕對星等了。通常絕對星等以大

寫英文字母M表示。

換算

目視星等與絕對星等可用公式轉換,公式如下： Ｍ=ｍ+5-５ log d M為絕對星等;

m為目視星等； d為距離

15.最常用得恒星光譜分類系統就是美國哈佛大學天文臺于１９世紀末提出得，

恒星光譜：

稱為哈佛系統。按照這個系統,恒星光譜分為O、Ｂ、A、F、G、K、Ｍ、R、S、N等類型，組

成如下序列.Ｏ型星溫度最高，約４００00K；M型星最低,約３000K。R型與Ｋ型相當；N與

S型與Ｍ型相當.光度型分為7級：I--超巨星，Ⅱ——亮巨星,Ⅲ——巨星, Ⅳ—-亞巨星，

Ⅴ—— 主序星(矮星)，Ⅵ——亞矮星，Ⅶ--白矮星。按照ＭK系統，太陽為G2V型星，表

明太陽得光譜型就是G2，且就是一顆主序星（矮星)。

元素豐度 ：

即元素得相對含量，就是在證認得基礎上根據譜線相對強度或輪廓推

算出來得.結果表明，絕大多數恒星得元素豐度基本相同：氫最豐富，按質量計約占７1％；

氦次之，約占２7％；其余元素約合占2%。這稱為正常豐度。有少數恒星得元素豐度與正常

豐度不同,一般說來，這與恒星得年齡有關。

16、恒星距離測量：

主要有視差法星群視差法，變星測距,以及光譜紅移等方法.測距越遠

得方法，其誤差也越大。這些方法組成距離階梯，以近距離測量方法得到得數據對遠距離測

量得方法進行矯正，從而實現宇宙各距離尺度得測距。?視差測量就是確定天體距離得最基

本方法,也稱為。

三角視差

造父視差法:

（標準燭光法） 物理學中有一個關于光度、亮度與距離關系得公式。

S∝L0/r2 測量出天體得光度L0與亮度S，然后利用這個公式就知道天體得距離r。

就是利用恒星光譜中某些譜線得強度比與絕對星等得線性經驗關系，即由

分光視差法：

測定一些譜線對得強度比求絕對星等，進而由距離模數公式 ｍｖ ? Mv = 5lｇd ? 5

求出距離d。 例如，若觀測某一視星等為+15 得恒星，又經其光譜判定為G2 Ｖ得恒星，

亦即可從Ｈ—R 圖該星得絕對星等為+５ ,如此可經由距離模數公式求出d=1000 ＰC =

3260 l、y、 測距適用范圍：～７M pｃ。

17. 星族就是銀河系中年齡、化學物質組成、空間分布與運動特性較接近得恒星

星族：

集合

年輕得恒星

第一星族星（亦稱星族Ⅰ星）包含相當數量比氦重得元素(天文學中

通稱為“金屬”）。這些重元素得來源就是上一代恒星經由超新星爆炸,或來自行星狀星云物

質擴散得過程散布出來得。我們得太陽就是屬于第一星族得恒星，通常都散布在銀河系旋

臂中。 第一星族或就是富金屬星就是年輕得恒星,金屬量最高.地球得太陽就是富金屬得

例子,它們通常都在銀河得螺旋臂內。 一般而言，最年輕得恒星，越極端得第一星族星

被發現得位置越在最周邊，依此類推，太陽被認為位居第一星族星得中間.

年長得恒星

第二星族星（亦稱星族Ⅱ星）得恒星在大爆炸之后形成，迄今仍活

動得恒星，因此只含有少量得金屬（因恒星演化積累得重元素)。由此導致得結果就是,她們

缺乏構成行星得元素，也就少有行星在周圍環繞.第二星族得恒星都在球狀星團與銀河系銀

暈中

第二星族或貧金屬星只有相對就是少量得金屬。理想得相對得少量必須就是除了氫與氦之

外，所有得元素都遠低于富金屬天體中得相對數量

最老得恒星

現。推

假想得第三類恒星就是第三星族星(亦稱星族Ⅲ星)，迄今仍未被發

測它們誕生于大霹靂后不久,就是不含金屬得恒星，存在于類星體與再游離得時期.雖有其理

論依據，卻沒有足以證明其存在得間接證據。推測它們就是非常巨大、高熱與短命得，質量

可能數百倍于太陽。 第三星族星或就是無金屬星就是假設中得星族,就是在早期宇宙中

應該形成得極端重與熱,并且不含金屬得恒星。它們未曾被直接觀測到，但就是經由宇宙中

非常遙遠得重力透鏡星系找到間接得證據。它們也被認為就是暗弱藍星系得成員。

18、美國天文學家哈勃對宇宙中得星系按其形態或叫結構類型劃分為三類：

(1)、.橢圓星系就是從圓球星系發展演化而成得，圖2－1就是該類型星系

橢圓星系

由圓球狀星系發展成為橢圓星系得一組照片。

（２）、。旋渦星系在宇宙中也有多種形態，而且也有一個發展演化得過程。

旋渦星系

一開始從不規則得形態向規則形態逐步發展演化。

(3)、.圖1－4就是一個棒狀旋渦星系照片,不規則星系也能逐漸發展演化

不規則星系

為規則星系。

１9、 河外星系得視向退行速度與距離成正比，即距離越遠,視向速度越大

哈勃定律