Transcript 燦爛的星空
10-1 星光的秘密 10-1 星光的秘密 講義P.164 P.200 夜空下的獵 戶座，由不 同顏色的天 體組成。星 光中隱藏了 什麼祕密呢？ 圖片來源： http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod/ap0 30207.html 恆星顏色與表面溫度 高一複習 表面溫度較高的星球所發出的熱輻射,其能 量分布偏重於波長較短的電磁波 波長較短 表 面 溫 度 高 的 星 球 ， 能量分布偏重於較短 波長(紫外線)側，所以 藍 顏色偏____ 表 面 溫 度 低 的 星 球 ， 能量分布偏重於較長 波長(紅外線)側，所以 紅 顏色偏____ 波長較長 星球的溫度與顏色 高一複習 性質不同的天體， 輻射能量強 輻射波長的能量 度最大的光 分布也不同。 織女星的輻射曲線 天體會發出各種 波長的光(電磁 T = 20,000 K 波)，輻射能量 太陽的輻射曲線 最強的光，其波 T = 6,000 K 長與天體表面的 絕對溫度成反比 輻 射 強 度 能 量 （ 焦 耳 ／ 平 方 公 分 · 秒 ） 可見光 10,000 20,000 30,000 波長（埃= 10-10 m） 講義P.164 P.200 攝譜儀和光譜 一、 光譜 ：藉攝譜儀將星光分光後，形成按 照光的波長長短排列的圖案。 講義P.164 P.199 (一)恆星輻射電磁波是連續性分布。 (二)可見光光譜波長自750奈米至390奈米，可分 為紅、橙、黃、綠、藍、靛、紫。 講義P.164 P.201 二、恆星的顏色 (一)恆星所發射電磁波的波長及其強度，與星 體的表面溫度有關。 1.溫度越高，星體輻射的總能量（曲線下的面 積）也越多。 講義P.165 P.201-202 2.溫度不同，則輻射出能量最強的電磁波的波長 不同。 (1)韋恩定律： T (K) = 3×10−3 / λ(m) T：恆星表面溫度(K) λ：恆星輻射出能量最強的電磁波的波長 講義P.165 P.201-202 (2)溫度愈高的輻射體，所發出的輻射總量愈強， 且輻射量最強處愈集中在短波長的波段；溫度 較低的輻射體，所發出的輻射總量愈少，且輻 射量最強處愈集中在長波長的波段。 講義P.165 P.201-202 1.表面溫度3000K的恆星： (1)輻射量集中在紅外線波段。 (2)可見光中，紅光的輻射量大 於藍光的輻射量。 (3)看起來偏紅色。 顏色 表面溫度 約40000K 約20000K 約10000K 約7500K 約5500K 約4500K 約3000K 2.表面溫度10000K的恆星： (1)輻射量集中在紫外線波段。 (2)可見光中，藍光輻射量大於 紅光輻射量。 (3)看起來偏藍色。 3.太陽的表面溫度約5800K： (1)輻射量集中在可見光波段。 (2)黃光的輻射量最強。 (3)太陽看起來偏黃色。 講義P.165 P.201-202 講義P.165 P.201-202 一、能階與光譜 (一)原子或分子中的電子位於不同軌域，其 電子便擁有不同的能量，所對應的能量呈 階梯狀分布，稱為 。 能階 (二)當電子得到特定波長的光子激發時，會躍 遷到較高能量的能階；當電子降回較低能量 的能階，會放出特定波長的光子，就會在光 譜上留下相對應的譜線。 光譜 電子能階躍 遷時，會吸 收特定波長 的光。 (A)、(B)為氫原子結構的示意圖，其中的電子 會因(A)吸收光子或(B)放出光子而發生能階躍 遷或降低，變成(C)中的吸收光譜或發射光譜。 講義P.166-167 P.202-204 電子能階降低 時，會放射特 定波長的光。 吸收光譜(暗線光 譜)：連續光譜經 過低溫且低密度 的氣體時，產生 吸收譜線。 發射光譜(明線光 譜)：電子由高能 階回到低能階，發 出特定波長的光， 產生發射譜線。 講義P.166-167 P.202-204 講義P.166-167 P.202-204 二、光譜型態 (一) 連續光譜 ：恆星發出的電磁波是連續的， 經攝譜儀可得到連續不中斷的可見光光 譜。 講義P.166-167 P.202-204 二、光譜型態 (二) 吸收光譜 （暗線）：恆星的熱輻射通過低 溫、低密度的氣體，如行星大氣或星際雲氣 時，某些特定波長的電磁波會被吸收，在光 譜上出現一些相對應的暗紋。 講義P.166-167 P.202-204 二、光譜型態 (三) 發射光譜 （亮線）：高溫、低密度氣體所 發出的光譜並不是連續的，而是由特定波長 的亮紋組成。 講義P.166-167 P.202-204 三、恆星光譜類型 (一)依恆星的表面溫度排列，由高至低分出O、 B、A、F、G、K、M七種主要類型，再依譜 線亮度的強弱細分成十個副型，分別以阿拉 伯數字0至9表示，如B0、B1、B2……B9。 (二)太陽是G2型星，光譜介於G0和K0之間，表 面溫度約5800K。 講義P.168 P.205-207 講義P.168 P.205-207 講義P.167 P.205-207 恆星光譜的分類工作是由女性天文學家 安妮．坎農（Annie Jump Cannon，1863 ～1941）提出的，她先根據氫原子吸收譜 線將恆星分成A到Q等類型，再將重複的類 型刪除，最後依恆星的表面溫度重新排列， 便出現了現行的O、B、A、F、G、K、M分 類法。此種分類法有一簡單的背誦口訣： Oh! Be A Fine Guy / Girl, Kiss Me. 講義P.167 P.205-207 三、恆星光譜類型 (三)利用恆星光譜上某種元素的吸收線，可推 測出該恆星大氣中含有該元素，再依實際譜 線的強度來推算各化學元素的相對含量。大 多數恆星和太陽的大氣很相似，氫占絕大多 數，和氦加起來約96～99%，重元素僅占1～ 4%。 利用光譜推測天體組成 講義P.167 P.205 H Ca Fe Mg H, Ca, Fe 不同的譜線可對應不同的元素! 含有什麼元素? 利用光譜推測天體組成 講義P.167 P.205 可推知地球大氣的成分 太陽輻射理想值 海平面的太陽輻射值 O2 O3 H2O CO2 利用光譜推測天體組成 講義P.167 P.205 太陽的可見光光譜-吸收譜線 恆星大氣的成分 由譜線的強弱可推知 元素相對含量 利用光譜推測天體組成 講義P.167 P.205 恆星大氣的主成分為氫、氦 再經由理論模型推估 恆星內部的化學組成 蟹狀星雲 6500光年 星空是不同時間的光同時 到達地球所疊成的影像 講義P.168 P.209-210 昂宿星團 400光年 金牛座α星 65光年 從地球所見愈遙遠天體的光，乃時間愈久 的光，必須經過愈久的時間傳遞才能抵達 地球。科技進步下若能再看得更遠，就能 提供給我們宇宙愈早期的資訊。 地球上看到的星空係不同時空的疊合－－ 不同時間從不同天體出發而同時抵達地球。 金牛座α星（畢宿五），距離地球約65光 年；金牛座ζ星（天關）附近有個蟹狀星 雲M1，距離地球約6500光年，是超新星的 殘骸；昴宿星團M45，是大而明亮的疏散星 團，距離地球約400光年，同時交疊編織出 不同時空的燦爛星空。 常用的天文距離單位 復習 1. 光年(ly )：光走一年的距離，約10兆公里 (1013公里) 好用之處：可以反推出星光到達觀測者 的時間，有時空的意涵 常用於表示太陽系之外的天體距離 2. 秒差距（ pc ， parsec）： 1 pc≒3.26光年， 為天文學家常用的單位 3. 天文單位(AU.)＝地球與太陽間的平均距離， 約1億5千萬公里。適用於描述太陽系內的 天體 講義P.168 P.209-210 遙遠古老星系 鄰近年輕星系 銀河系的恆星 宇宙背景輻射 大 霹 靂 137億年 現 在 宇宙的結構 超星系團 星系團(群） 星系 星雲 星團 恆星 行星、矮行星 衛星 復習 宇宙組織由大到小(平均 總質量或空間尺度) ：宇 宙＞超星系團＞星系團＞ 星系＞星團-星雲＞恆星 ＞行星＞衛星。 地球上可清楚看到的個別 恆星(或星座) 、星團及 星雲均為我們銀河系內的 天體。 小行星、彗星 大霹靂學說的主要證據 復習 1. 哈伯的發現(哈柏定律) 距離越遠的星系以越快的速度遠離我們 =>宇宙正在膨脹 =>反推宇宙初形成時有很高的密度 =>現今宇宙起源於一次大爆炸(Big bang) 星系遠離速度= 距離 × H ，H為常數 宇宙年齡(大爆炸始)= 距離÷星系遠離速度 2. 3K(宇宙微波)背景輻射：威爾遜、潘奇亞斯所 發現宇宙四面八方均存在的微弱的3K(大爆炸 後冷卻至今的溫度)背景輻射 哈伯定律 復習 1929 年，美國天文家哈伯分析星系的光譜時 ，發現遙遠的星系在光譜上均呈紅位移的現象 ，亦即在視線方向上遠離我們而去 距離愈遠的星系奔離的速度愈大，奔離速度與 距離成正比，這個關係式被稱為哈伯定律： V＝H×D V：奔離速度（公里/秒，km/s） D：距離（百萬秒差距，Mpc） H：哈伯常數（公里/（秒‧百萬秒差距） ， km/（s‧Mpc）） 經過多年的觀測與修正，H約為 71公里/（秒‧ 百萬秒差距） 哈伯定律 復習 橫軸表示星系與地球的距離，單位百萬秒差距 (Mpc)；縱軸表示星系的遠離速度，單位為 km/sec，距離我們愈遙遠的星系，遠離的速度 愈快。 都卜勒效應 復習 波源相對接近 波長變短 頻率增高 波源相對遠離 波長變長 頻率降低 V= f ×λ 波速 ＝ 頻率 × 波長 利用都卜勒效應測量天體的徑向速度 復習 靜止 遠離 紅移 接近 藍移 範例練習 1.星球的顏色與下列何者密切相關？ (A)星球 的大小 (B)星球的密度 (C)星球的亮度 (D) 星球的表面溫度。 （D） 解題要訣：星球的表面溫度 影響星星的輻射狀況，星 球會呈現不同的顏色。 範例練習 2.下圖為高溫的氫雲其電子 之能階變化情形，判斷此 時出現的光譜型式為下列 何 者 ？ (A) 連 續 光 譜 (B)吸收光譜 (C)發射光 譜 (D)反射光譜。 （C） 解題要訣：由圖可看出此為 原子中電子降低能階時釋 出之光子，故為發射光譜。 範例練習 3.當光線通過較低溫的氣體時，會形成哪一 類 光 譜 ？ (A) 連 續 光 譜 (B) 吸 收 光 譜 (C)發射光譜 (D)反射光譜。 （B） 解題要訣：低溫的氣體會吸 收特定波長躍升能階。 範例練習 4.分析恆星的吸收譜線可直接判斷恆星的哪一 項 性 質 ？ (A) 光 度 (B) 距 離 (C) 大 小 (D)化學成分。 （D） 解題要訣：恆星的熱輻射通過 低溫、低密度的氣體，某些 特定波長的電磁波會被吸收， 在光譜上出現一些相對應的 暗紋（即吸收譜線），故可 判斷恆星的化學成分。 範例練習 5.天文學家將恆星分為O、B、A、F、G、K、M 等七個主要類型，是依據下列哪一性質劃 分 ？ (A) 恆 星 表 面 溫 度 (B) 恆 星 大 小 (C)恆星光度 (D)恆星距離。 （A） 解題要訣：此七個類型反應 出不同的光譜，光譜不同 也是因不同表面溫度所致。 範例練習 6.(甲)星色為黃色；(乙)發出之譜線型式主 要為發射光譜；(丙)熱量來源主要為氫融 合成氦的核反應；(丁)依光譜型分類則屬G 型星。上列有關太陽顏色及溫度的敘述， 正 確 的 為 (A) 甲 、 丙 、 丁 (B) 乙 、 丙 (C)甲、丁 (D)丙、丁。 （A） 解題要訣：太陽發出之譜線 型式應為吸收光譜。 THE END