实测天体物理方法_谭徽松

高中天体物理公式总结

高中天体物理公式总结 高中天体物理公式 1. 开普勒第三定律：T2/R3=K(=4π2/GM){R: 轨道半径，T:周期，K:常量(与行星质量无关，取决于中心天体的质量)} 2. 万有引力定律：F=Gm1m2/r2 (G=6.67×10- 11Nm2/kg2 ，方向在它们的连线上) 3. 天体上的重力和重力加速度：GMm/R2=mg;g=GM/R{2R: 天体半径(m) , M 天体质量(kg) } 4. 卫星绕行速度、角速度、周期： V=(GM/r)1/2;ω=(GM/r3)1/2;T=2π(r3/GM)1/2{M：中心天体质量} 5. 第一(二、三)宇宙速度V仁(g地r地)1/2=(GM/r 地)1/2=7.9km/s;V2=11.2km/s;V3=16.7km/s 6. 地球同步卫星GMm/(r地+h)2=m4π2(r 地 +h)/T2{h≈36000km ，h: 距地球表面的高度，r 地: 地球的半径} 强调:(1) 天体运动所需的向心力由万有引力提供,F 向=F 万; (2) 应用万有引力定律可估算天体的质量密度等; (3) 地球同步卫星只能运行于赤道上空，运行周期和地球自转周期相同; (4) 卫星轨道半径变小时, 势能变小、动能变大、速度变大、周期变小;(5) 地球卫星的最大环绕速度和最小发射速度

均为7.9km/s 。 高中物理易错知识点 1. 受力分析，往往漏“力”百出对物体受力分析，是物理学中最重要、最基本的知识，分析方法有“整体法”与“隔离法”两种。对物体的受力分析可以说贯穿着整个高中物理始终，如力学中的重力、弹力（推、拉、提、压）与摩擦力（静摩擦力与滑动摩擦 力），电场中的电场力（库仑力）、磁场中的洛伦兹力（安培力）等。在受力分析中，最难的是受力方向的判别，最容易错的是受力分析往往漏掉某一个力。在受力分析过程中，特别是在“力、电、磁”综合问题中，第一步就是受力分析，虽然解题思路正确，但考生往往就是因为分析漏掉一个力（甚至重力），就少了一个力做功，从而得出的答案与正确结果大相径庭，痛失整题分数。还要说明的是在分析某个力发生变化时，运用的方法是数学计算法、动态矢量三角形法（注意只有满足一 个力大小方向都不变、第二个力的大小可变而方向不变、第三个力大小方向都改变的情形）和极限法（注意要满足力的单调变化情形）。 2. 对摩擦力认识模糊摩擦力包括静摩擦力，因为它具有“隐敝性”、“不定性”特点和“相对运动或相对趋势”知识的介入而成为所有力中最难认识、最难把握的一个力，任何一个题目一旦有了摩擦力，其难度与复杂程度将会随之加大。最典型的就是“传送带问题”，这问题可以将摩擦力各种可能情况全部包括进去，建议同学们

天体物理学教材《An Introduction to Modern Astrophysics》评介研究

《An Introduction to Modern Astrophysics》 (second edition)教材评价 暴鹏程(南开大学物理科学学院) 1、本书的出版情况和作者简介 《An Introduction to Modern Astrophysics（second edition）》（《现代天体物理概论》(第二版)）是美国麻省理工学院物理系课程编号为8.901的课程”Astrophysics I” (天体物理I)所选用的教材。本书于2006年由Addison-Wesley出版社出版，全书共1278页(含附录共1400页)，作者是韦伯州立大学的Bradley W.Carroll和Dale A.Ostlie. Bradley W.Carroll是美国韦伯州立大学的物理系教授，他从加州大学欧文分校取得数学学士学位，之后在博尔德科罗拉多大学取得物理学硕士学位和天体物理博士学位。 Bradley对天文学抱有终身的兴趣并且对头顶的星空怀有一种天真的好奇，这导致最终投身天文学领域。在Carl Hansen 和 John Cox的指导下，他的博士课题是脉冲星的自转效应。之后，他去罗切斯特大学和Hugh Van Horn一起进行博士后研究，主要是研究中子星及其堆积盘的振荡。在这两所大学的熏陶下，Brad 掌握了构造复杂天体物理系统的简化模型的精髓。四年后，结束博士后研究的Bradley幸运地得到韦伯斯特州立大学的教职，并且更幸运的是，在那里碰到了Dale Ostlie，两人在恒星脉冲领域都有专长并且见解相近。Bradley十分喜欢和学生共同探索物理世界，这给他写这本书时提供了很大的帮助。 Dale A.Ostlie是美国韦伯州立大学理学院的院长，他于1977年在圣奥拉夫学院取得物理和数学的学士学位，然后于1982年在爱荷华州立大学取得物理/天体物理的博士学位。之后先后在爱荷华州立大学物理系，约翰霍普金斯大学的空间望远科学技术研究所，贝茨学院物理系，洛斯阿拉莫斯国家图书馆理论物理组进行教学科研工作。从1984年起，在韦伯州立大学物理系进行教学科研工作至今。 在本书的另一个作者Bradley W.Carroll来到韦伯州立大学后，由于在许多领域尤其是恒星脉冲领域的共识和对教学的热爱，两人合著了本书。 2、本书的创作背景和主要内容 天体物理作为天文学的二级学科，也是天文学和物理学的交叉学科。天体物理是研究天体和其他宇宙物质的性质、结构和演化的天文学分支。天体物理学从研究方法来说，可分为实测天体物理学和理论天体物理学。前者研究天体物理学中基本观测技术、各种仪器设备的原理和结构，以及观测资料的分析处理，从而为理论研究提供资料或者检验理论模型。后者则是对观测资料进行理论分析，建立理论模型，以解释各种天象。同时，还可预言尚未观测到的天体和天象。用物理学的技术和方法分析来自天体的电磁辐射，可得到天体的各种物理参数。根据这些参数运用物理理论来阐明发生在天体上的物理过程，及其演变是实测天体物理学和理论天体物理学的任务。 本书是天体物理学的一本经典的教科书，两位作者都是多年从事教学和研究一线工作。本书深入浅出，条理清晰地介绍阐明天体物理的相关基础知识和应用情况，是一本不可多得的天体物理入门级教材。

论天体物理学及其对未来发展的重要作用

论天体物理学及其对未来发展的重要作用 11级物理2班黄健根1107020051 摘要:天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。它分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。多年来，随着世界人口的不断增加，资源不断的消耗，人们的生存环境日益缩减，资源也愈加匮乏。越来越多的国家将希望寄托于地球外部的空间，这进一步促进了天体物理学的发展，理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步，几乎理论物理学每一项重要突破，都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。 关键词：天体银河系特殊行星星系集团同位素 引力原子核等离子体星系空间 引言：本学期开展了物理学史着门课程,陈老师给我们讲述了有关内容，以下是我对天体物理学及其对未来发展的重要作用的论述。 （一）天体物理学的有关介绍 从公元前129年古希腊天文学家喜帕恰斯目测恒星光度起，中间经过1609年伽利略使用光学望远镜观测天体，绘制月面图，1655～1656年惠更斯发现土星光环和猎户座星云，后来还有哈雷发现恒星自行，到十八世纪赫歇耳开创恒星天文学，这是天体物理学的孕育时期。十九世纪中叶，三种物理方法——分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究以后，对天体的结构、化学组成、物理状态的研究形成了完整的科学体系，天体物理学开始成为天文学的一个独立的分支学科。 天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。 天体物理学分为：太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。另外，射电天文学、空间天文学、高能天体物理学也是它的分支。 利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。1859年﹐基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅和费线﹐断言在太阳上存在著某些和地球上一样的化学元素﹐这表明﹐可以利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质﹐是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步﹐几乎理论物理学每一项重要突破﹐都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初

南京大学天文系课程介绍

天文与空间科学学院本科人才 培养方案和指导性教学计划 一、天文与空间科学学院概况 南京大学天文与空间科学学院成立于2011年3月，其前身天文学系始建于1952年，是目前全国高校中历史最悠久、培养人才最多的天文学专业院系。学院素以专业设置齐全、学历层次完备、师资力量雄厚、治学严谨而享有盛誉，在历届全国高校天文学科评比中均排名第一。拥有为教学科研服务的中心实验室、太阳塔实验室、现代天文与天体物理教育部重点实验室和南京大学深空探测实验室等4个实验室。目前拥有天文学国家一级重点学科（包括天体物理学、天体测量和天体力学2个国家二级重点学科），2个博士点和1个博士后流动站，今年新增空间科学与技术本科专业,培养具备扎实基础和实践技能，具有较强创新精神的空间科学与技术领域的高级专业人才，从事空间科学和深空探测等领域的工作。 南京大学天文与空间科学学院拥有一支高水平的师资队伍。现有教师约30名，包括4名中科院院士、2名长江学者、7名杰出青年科学基金获得者、1名国家百千万人才工程人选和5名教育部新（跨）世纪优秀人才支持计划入选者。近年来，学院承担着多项国家自然科学基金项目和国家重点基础研究规划项目，科研成果显著，获多项国家级和省部级科研奖励。学院与国内外多个科研和教学机构建立了密切的合作与人员交流联系和合作。在南京大学“211”工程、“985”工程的重点支持下，学院正努力建设成为一个具有国际影响的天文学教学和科研中心。 2010年，南京大学与中科院紫金山天文台和中科院国家天文台南京天文光学技术研究所签订三方合作协议，共同在南京大学仙林校区建设“南京天文与空间科学技术园区”，即将开工建设的天文与空间科学学院办公大楼将坐落在该园区。大楼总建筑面积达10000多平方米，将是一幢集科研、实验、教学、学术活动于一体的智能化建筑,将能够满足天文与空间科学学院未来20年在教学与科研方面的发展需要，并容纳多个研究中心，同时也是本学院教师与研究生科研、本科生实习的场所。 二、指导思想 培养的指导思想为: 按大理科设置基础课,以拓宽知识结构,加强天文实验课程建设和早期科研训练能力培养,培养目标是：“德智体美全面发展、具有扎实天文学基础和创新能力的大理科人才”。

881-天体物理学

881-《天体物理学》考试大纲 一、试卷满分及考试时间 试卷满分为150分，考试时间为180分钟。 二、试卷的内容结构及分值分布 填空题 10% 选择题 10% 名词解释 20% 简答题 30% 证明、计算题 30% 三、考察的知识及范围 (一)宇宙概观 了解天体物理学的研究对象，不同层次的天体系统的基本性质，包括太阳系、恒星世界、星系和星系团等； 了解接受宇宙信息的主要渠道，了解电磁辐射的地面、空间观测手段和方法。 (二)基本天体物理量及其测量 1. 掌握恒星视星等和绝对星等之间的关系、星等和光度之间的关系； 2. 了解恒星的黑体辐射谱，掌握维恩位移定律、斯特藩-玻尔兹曼定律在估计恒星相关参量中的应用。 3. 掌握恒星的光谱分类标准、不同光谱型谱线特征及成因； 4. 掌握恒星在赫罗图上的分布、利用赫罗图估计恒星的基本性质； 5.掌握变星的分类及基本特征；造父变星的周光关系及应用；

超新星的分类及特征； 6. 掌握不同天体距离测定方法，包括三角时差法、标准烛光法及哈勃定律； 7. 掌握双星系统恒星质量测定方法、恒星光度对质量的依赖关系、球状星团或椭圆星系的位力定理； 8. 了解恒星的年龄的估计方法。 (三)恒星的形成与演化 1.了解恒星形成时的金斯判据、恒星形成主序星前阶段所发生 的物理过程； 2.了解恒星在主序阶段所发生的物理过程； 3.了解求解恒星结构的基本方程，了解简并和非简并状态下的 物态方程； 4.掌握恒星能量的位力定理； 5.掌握小质量、中等质量和大质量恒星离开主序后的演化过 程，以及在赫罗图中的位置及对应的物理过程； 6.了解超新星分类及特征、中微子基本性质、太阳中微子之谜 及可能解释；超新星遗迹的高能辐射； 7.了解密近双星的演化的洛希等势面、密近双星演化中的物质 交流、白矮星和中子星系统中的吸积过程； 8.了解引力波辐射及探测原理。 (四)致密星 1.了解白矮星的基本性质，掌握白矮星质量的钱德拉塞卡极限； 2.了解中子星的结构，掌握中子星自转角速度与磁场的估计方

2016年中国科学院大学天体物理考研专业目录及考试科目

2016 年中国科学院大学天体物理考研专业目录及考试科目
学科、专业名称（代码）研 究方向 070401 天体物理 预计招生 人数 32 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 201 英语一③601 高等数 01 理论天体物理 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④808 电动力学或 811 量 子力学或 961 天体物理 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 201 英语一③601 高等数 02 实测天体物理 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④811 量子力学或 817 光 学 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 03 空间探测与行星化学 201 英语一③601 高等数 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④827 地球化学 ① 101 思 想 政 治 理 论 ② 201 英语一③601 高等数 04 天文地球动力学 学(甲)或 617 普通物理(甲) ④808 电动力学或 817 光 学 考试科目 备注

考研复习方案和规划 前几遍专业参考书的复习，一定要耐心仔细梳理参考书的知识点并全面进行把握 1、基础复习阶段 要求吃透参考书内容， 做到准确定位， 事无巨细地对涉及到的各类知识点进行地毯式的复习， 夯实基础，训练思维，掌握一些基本概念，为下一个阶段做好准备。 2、强化提高阶段 本阶段， 考生要对指定参考书进行更深入复习， 加强知识点的前后联系， 建立整体框架结构， 分清重难点， 对重难点基本掌握。 做历年真题， 弄清考试形式、 题型设置和难易程度等内容。 3、冲刺阶段 总结所有重点知识点，包括重点概念、理论和模型等，查漏补缺，回归教材。温习专业课笔 记和历年真题，做专业课模拟试题。调整心态，保持状态，积极应考。 注意事项 1、学习任务中所说的“一遍”不一定是指仅看一次书，某些难点多的章节可能要反复看几 遍才能彻底理解通过。 2、每本书每章节看完后最好自己能闭上书后列一个提纲，以此回忆内容梗概，也方便以后 看着提纲进行提醒式记忆。 3、看进度，卡时间。一定要防止看书太慢，遇到弄不懂的问题，要及时请教专业咨询师或 本校老师。 三、学习方法解读 （一）参考书的阅读方法 1、了解课本基本内容，对知识体系有初步了解，认真做课后习题，考研题型基本离不开课 后题的原型，将课后题做清楚明白，专业课基本就不会成为你的问题。 2、对课本知识进行总结，材料综合相对于其它只考一门专业课的专业来说，知识点比 较多，前后章节联系不强，因此需要对知识点进行梳理，对课本题型进行分类。 3、将自己在学习过程中产生的问题记录下来，并用红笔标记，着重去理解那些易考而 对自己来说比较难懂的知识， 尽可能把所有的有问题知识要点都能够及时记录并在之后反复 进行理解。 （二） 学习笔记的整理方法 1、在仔细看书的同时应开始做笔记，笔记在刚开始的时候可能会影响看书的速度，但 是随着时间的发展，会发现笔记对于整理思路和理解课本的内容都很有好处。 2、做笔记的方法不是简单地把书上的内容抄到笔记本上，而是把书上的内容整理成为 一个个小问题， 按照题型来进行归纳总结。 笔记应着重将自己不是非常明白的地方标记出来， 通过多做题对知识点进行梳理总结，对题型归类。 （三）真题的使用方法 认真分析历年试题，做好总结，对于考生明确复习方向，确定复习范围和重点，做好应 试准备都具有十分重要的作用。 对于理工科的学生来说， 总结真题中高分值题型是非常重要的， 因为一个大题可能会关 乎你在初试中是安全通过还是被刷， 同时也不能放弃分值较小的题型。 基本原则是计算题吃 透，选择简答认真总结分类，把握各类型题在各章节的分布，有重点的去复习，分值较多章 节着重记忆理解。 考生可以根据这些特点，有针对性地复习和准备，并进行一些有针对性的练习，这样既 可以检查自己的复习效果，发现自己的不足之处，以待改进；又可以巩固所学的知识，使之

天体物理学

天体物理学 2008.9－2009.2 袁业飞董小波 1.【天文思维。】a. 一个致密天体位于银河系内，我们在0.1秒钟之内观测到它增亮了二倍。请估计它的物理尺度不能超过多少？如果增亮的幅度只有10%，又能得到什么结论？ b. 某种类型的活动星系在所有星系中的比例大约为1/100。那么，这种类型星系的活动期至少是多长？ 2.【视超光速。】我们对一个遥远天体作了两次观测（相隔一段时间），发现它在高速运动。我们可以测得它在天球上走过的角距离，还可以通过其它方法测得它的宇宙学红移从而确定它离地球的距离，这样我们可以算得它的横向速度。请推导这个速度和它的真实运动速度的关系；什么情况下我们测得的横向速度会超出光速？ 3.【位力定理；辐射压。】大质量黑洞（M BH > 106 M⊙）吸积周围气体释放引力能产生电磁连续谱辐射，连续谱辐射又电离周围气体从而产生发射线（e.g. H-beta 4861?，半高宽度大概几十?）；另外，由于吸积过程中的一些不稳定性，连续谱的光度会有变化。这就是在活动星系核中发生的基本过程。假设周围的电离气体运动被黑洞引力所主导并处于Viral平衡，而且呈球对称分布。 请设计一种方案来测量黑洞质量；如果忽略电子散射引起的效应，那么基于Viral定理估计的黑洞质量的系统偏差是怎样的？ 4.【辐射拉拽。】一颗尘埃颗粒质量为10-11克，在1AU处绕太阳作近似圆周运动。它吸收太阳光并以红外方式再辐射出去，保持温度一定。尘埃吸收太阳光的截面为10-8 cm2。请计算需要多长时间它将掉入太阳表面？假设1/108的太阳光被绕太阳运动的尘埃所吸收，那么每秒钟掉入太阳的尘埃总质量是多少？ 对于绕太阳运动的电离气体（电子－质子对），这种效应显著吗？ 5.【*optional: 伽利略相对性原理、狭义相对论；推理思辨能力】 请基于伽利略相对性原理作推理（没必要做复杂的数学计算推演），证明：如果质点速度不存在上限，则惯性系之间由伽利略变换相联系（牛顿时空观）；否则，洛仑兹变换（狭义相对论）。 6.【星等、绝对星等；流量、光度；面亮度（Flux/α2）、面光度（L/S）】 一个星系距离地球1Mpc，面亮度为 27mag/ascsec2。请问1”的角距离对应这个星系多大的物理尺度(pc)？星系单位面积（1pc2）的发光功率是多少？如果另一个星系的单位面积发光功率与上一个星系相同，但距离地球10Mpc，请问它的面亮度是多少？ [*optional: 设一个位于较高红移z处（这时要考虑宇宙膨胀效应）的星系的光度为L，固有的物理直径为D。请推导它表面亮度公式I(L,D,z)。]

天体物理-考点复习

第一章 1.获得天体信息的渠道：电磁辐射、宇宙线、中微子、引力波 2.电磁辐射根据波长由长到短可分为：射电、红外、光、紫外、X射线和γ射线等波段 3.电磁辐射由光子构成，光子能量与频率（或颜色）有关：频率越高（低），能量越高（低） 4.黑体：能吸收所有外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体 5.黑体辐射波长与温度之间的关系;λT=0.29（cm K） 6.高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波 7.当电子从高能态跃迁到低能态时，原子释放光子，产生发射线，反之，产生吸收线 8.谱线红移（蓝移） 远离（接近）观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长（短），称为谱线红移（蓝移） 9.恒星距离的测量：三角视差、周年时差（要会计算）（三角测距法通常只适用于近距离的恒星） 10.怎样测量周年是视差？ 通过测量天体在天球上（相对于遥远背景星）相隔半年位置的变化而测得 11.怎样发现周围行星测量它们的距离？ 1.亮度 2.恒星的自行较大 https://www.wendangku.net/doc/cb732280.html,rge separation in binary 12.恒星大小的测定方法 掩食法、间接测量法（通过测量恒星的光度和表面温度T就可以得到它的半径R） 13.根据恒星的体积大小分类： 超巨星R~100-1000个太阳半径 巨星R~10-100个太阳半径 矮星R~太阳半径 14.恒星的光度和亮度： 光度：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量 亮度：在地球上单位时间单位面积接收的天体的辐射量 15.视星等的种类（视星等的星等值越大，视亮度越低） 根据测量波段的不同，分为：目视星等、照亮星等、光电星等 按波段测量得到的行的称为热星等 16.恒星的温度和颜色 恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低，温度越高（低）颜色越蓝（红） （可根据波长和温度的关系推出此结论） 17.赫罗图（自己看课件） 18.双星：由在彼此引力作用下以椭圆互相绕转的两颗恒星组成的双星系统 19.双星系统的质心以直线运动，但每一颗子星的运动轨迹是波浪形的，如天狼星 20.不同质量的恒星在赫罗图上的分布 高质量高温度的恒星明亮且高温，位于主序带的上部，低质量的恒星黯淡且低温位于主序带的下部 第二章 1.太阳的能源 化学反应2H+O----H2O+E 引力收缩 2.中微子 中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒子，它几乎不与任何物质发生相互作用 3.恒星的能量传输的三种形式 辐射、传导、对流（对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用太阳核心区产生的能量主要通过辐射与对流向外传递） 第三章 恒星主序星的演化（自己看课件）

天体物理方法勘误表

《天体物理方法》勘误表 （该勘误表是译者当时写给出版社，为供出版社印刷附页之用）原著前言 第3段第3行蝶形→碟形 正文 p.3 第4行“视黄醛（retinaldehyde）”改为“视黄醛（retinal 或retinaldehyde）” p.14 图1.1.12 图注“CCD中活跃电子(active electro n)电荷的俘获” 改为“CCD中动态电极(active electro de )的电荷俘获” p.33第9行以及p.35第1行“奈奎斯特”改为“尼奎斯特” p.49 倒数第7行“成本、大小、质量、分辨率”应为“成本、大小、重量、分辨率” [在工艺叙述中，对工件、产品等所讲的weight，不能译作“质量”，只能译成“重量”，否则会使读者误解为quantity质量（品质优劣）] [国家标准并未规定（也不可能规定）“重量是口头用语，在科技著作中都必须用质量”。要知道“重量”也是一个科学概念——表示“重力的大小”，所以在科技著作中是不会被禁用的。《物理学名词（科学出版社，1996）》列有weight，它与mass 既有联系又有本质区别，不能在二者有本质区别的地方把“质量”一词换成“重量” 一词。例如，胡凯编辑、薛晓舟著所《量子真空物理导论（科学出版社，2005）》一书第2页“（伊壁鸠鲁）认为原子除大小和形状的差别外，还有重量的区别，……”，其中的“重量”在编辑时就未改为“质量”，也不能改为“品质”。此处胡凯编辑做得对。] p.52第2段“刚性固体面镜的重量与D5成比例。多数面镜直径大于0.5~1 m，都要用一些办法来减轻重量（to reduce the weight）。减轻重量的方法主要有两种：薄面镜和蜂巢面镜。为了保持正确的光学形状，这两种面镜都需要主动支承。单一薄面镜每面重达23 t，需15 只触动器维持它的形状。10 m 的凯克望远镜每面主镜含36面独立的正六边形拼片，每片直径1.8 m，厚70 mm，总重量仅14.4 t(与5 m海尔望远镜的14.8 t面镜比较)。”； 第3段“加上面镜加工后的最终重量，材料的总量将相当可观”“当然，制作这种面镜可用其它方法，细化骨架与削薄镜面下侧也可以进一步减少毛坯的重量”； 第4段“无论采用什么方法去减少面镜的重量，只要毛坯所用的材料自身具有高强度的刚性(抗弯性)，那就有助于保持正确的形状。” p.60 图1．1．47左端“露罩”部分仅印出“上边线”，遗漏了“下边线”。 p.65第二段第5行“对这类工作，使用非传统的望远镜设计，并非罕见，这是因为考虑到气球升力或火箭功率的限制，原本它们在重量和体积上所具有的次要优点，此时就变得至关重要了。”；p.65 脚注②f ar i nfraRed and s ub-millimetre t elescope →F ar I nfraRed and S ub-millimetre T elescope ☆p.66第2行译文“分担重量（原文to distribute their weight）”。 [编辑时把这些“重”字都改成“质”字后，读起来舒服吗？能表达作者的原意吗？ 另外，在工艺叙述时，如果把“重量（weight）”全部改做“质量（mass）”，在某些语境中亦易与“quantity质量（品质优劣）”相混淆。所以还是具体问题具体分析区别对待，不应机械地生硬地呆板地武断地认为“重量是口头用语，在科技著作中都必须用质量”。] p.75 倒数第2段第4行“，所以，”→“，所以”（删去“以”字后面的逗号） p.90第4行“镜面的质量”改为“面镜的重量” p.90第1段倒数第2行，将“30米的装置”后加括号，变为“30米的装置（）”；将“位

射电天文学-北京师范大学天文系

射电天文学 一、课程基本信息 一、教学目标： 了解关于电磁波的传播与偏振，射电望远镜的接收机和天线，射电干涉仪及观测的方法，辐射机制以及射电天体的基本知识。 二、教学内容和学时分配 内容提要：主要介绍射电天文的基本而全面的基础知识，包括射电天文的概况、电磁波辐射及传播、电磁波的偏振、信号处理、天线的基本原理、接收机、射电天文干涉仪、射电天文的观测方法、射电连续谱的发射机制、星际空间的分子。 1射电天文基础：4学时 1.1射电天文在天体物理中的地位 1.2射电窗口 1.3一些基本定义 1.4辐射转移

1.5黑体辐射和亮温度 1.6Nyquist原理和噪声温度2电磁波的传播：6学时 2.1麦克斯韦方程组 2.2能量守恒和坡印廷矢量 2.3复数场向量 2.4波动方程 2.5绝缘介质中的平面波 2.6波包和群速度 2.7耗散介质中的平面波 2.8稀薄等离子体的色散量3波的偏振：4学时 3.1向量波 3.2喷加莱球和斯托克斯参量 3.3准单色平面波 3.4准单色波的斯托克斯参数 3.5法拉第旋转 4信号处理和接收机：6学时 4.1信号处理和静态随机过程 4.2接收机的极限灵敏度 4.3非相干和相干辐射计 4.4低噪声前端放大器

4.5相关接收机和偏振计 4.6频谱仪 4.7脉冲星后端 5天线原理基础：4学时 5.1电磁势 5.2波动方程的格林函数 5.3赫兹偶极子 5.4互易定理 5.5描述天线的参数 6连续孔径天线：3学时 6.1局域源的辐射场 6.2孔径照明和天线方向图 6.3圆形孔径 7干涉仪和孔径综合：3学时 7.1角分辨率的追求 7.2相关性函数 7.3展源的相关性函数 7.4二元干涉仪 7.5孔径综合 8观测方法：3学时 8.1地球大气 8.2定标的程序

天体物理二级学科(070401)硕士研究生培养方案

天体物理二级学科（070401）硕士研究生培养方案 一、培养目标 总体要求：完成培养方案规定的课程学习任务，在各个科研环节接受基本训练，在导师指导下自主完成导师安排的科研工作，获得一定量的科研经历，毕业论文达到理学硕士学位论文水平。 具体要求如下： 1.初步了解国内外天体物理学研究历史、现状和可能的发展方向； 2.能用一门外语进行学术交流和论文写作。 3.初步掌握专业基础理论和研究方法； 4．具有开展科学研究的初步能力； 5. 具有从事科技管理或者综合发展的能力。 二、研究方向 1.核、粒子天体物理和宇宙学：利用天体乃至宇宙作为特殊实验室来研究基本物理规律，运用物理学研究天文现象的成因和宇宙的起源和演化等问题。譬如：极端条件下的物性、暗物质和暗能量的本质、黑洞物理、超高能宇宙线起源等。天文学和基础物理学相互借鉴，实现观念、方法的更新，推动解决粒子物理、高能核物理和超高能天体物理相关问题。 2.高能天体物理：利用X射线、γ射线、中微子以及引力波等高能观测手段，观测宇宙天体特别是与致密天体相关的剧烈爆发现象，并揭示其内在的物理机制。譬如，脉冲星辐射机制，伽玛射线暴及其余辉成因，超新星爆发机制，活动星系核物理，X射线爆发类型和起源等。 3.恒星与星际介质：运用地面和空间的先进观测设备，在光学、红外、紫外和射电等多波段对恒星和星际介质进行观测研究，结合理论模型来理解恒星的形成和演化中的吸积和恒星活动等外部物理过程、恒星的内部结构变化、系外行星系统形成以及星际介质的性质。 三、基准学制、学习年限与总学分 硕士生基准学制为三年，最长学习年限为四年，总学分36-38学分（18学时/学分）。其中课程学习2年（以课程学习、实践为主，兼顾论文的前期工作），学位论文工作时间一般不少于1年。 提前修满学分、完成学位论文并达到学校和本学科规定条件的硕士生，可申请提前答辩和毕业。 四、课程设置 课程设置和教学进度按三年基准学制安排。（具体课程信息见《×××一级学科硕士研究生课程设置表》） 五、实践环节

理论天体物理学

理论天体物理学 利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的一门学科。1859年，基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅和费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明，可以利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步,几乎理论物理学每一项重要突破,都会大大推动理论天体物理学的前进。二十世纪二十年代初量子理论的建立,使深入分析恒星的光谱成为可能,并由此建立了恒星大气的系统理论。三十年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，从而使恒星内部结构理论迅速发展；并且依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系，以后人们利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，这就形成了现代宇宙学。近二十年来，在理论天体物理这一领域，可以看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合，其中以相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。 从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可以看出目前理论天体物理的概貌。 ①辐射理论研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射,以及X射线源、γ射线源和星际分子的发射机制。 ②原子核理论研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成（见元素合成理论），以及宇宙线问题。 ③引力理论探讨致密星的结构和稳定性，黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。 ④等离子体理论分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。 ⑤基本粒子理论研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。 ⑥固态（或凝聚态）理论研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。 理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，而且还可以预言某些尚未观测到的天体现象或天体。例如，在1932年发现中子之后不久，朗道、奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在三十多年后的1967年，发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。例如，首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如，热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。 由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913+16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门“应用”学科，又是用天体现象探索基本物理规律的“基础”学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。

实测天体物理期末考

实测期末考试 第一章 一、天体信息的来源： 1、电磁波：人类认识宇宙、了解天体的最主要途径； 2、宇宙线：来自宇宙空间的各种高能粒子：质子、α粒子、电子； 3、引力辐射； 4、中微子辐射； 5、实物：陨石、月球岩石样本。 二、天体信息的获取： 三、地球大气对天文观测的影响 1、改变天体辐射的方向：大气折射 2、地球大气本身的辐射： 3、改变天体辐射的成份和强度：（1）大气消光：大气分子和固体微粒对辐射的吸收和散射作用：–减弱了天体辐射的强度–改变了天体辐射的能谱（2）大气中O3，O2，N2，CO2，H2O等分子的吸收作用产生大量的吸收线和吸收带。 4、大气对电磁波的吸收。 第二章 一、表征望远镜光学性能的物理量： 1、口径：通常指物镜的有效口径，即未被镜框遮挡住的那部分物镜的直径，用D表示 2、相对口径A：物镜的口径D与其焦距f1’的比值A=D/f1’。 3、焦比：相对口径的倒数，即1/A 4、放大率：目视望远镜的放大率指的是角放大率， 底片比例尺：就是在视场中央底片上单位长度所对应的天体上的角距。大小为1/f1’ 5、视场：能被望远镜良好成像的天空区域的角直径。 6、贯穿本领：在晴朗无月的夜间用望远镜观看或拍摄天顶附近的A0型星，所观测到的最暗星的星等。 7、分辨角：对目视望远镜而言，两个天体或一天体的两部分的像刚刚被肉眼分辨开时，它们所对应天球上两点的角距称为分辨角，分辨角的倒数称为分辨本领。 照相望远镜：在拍摄底片上，两个刚刚能分开的极限星（能拍摄下来的最暗的星）所对应的角距称为照相望远镜的分辨角。 二、望远镜分类：

折射式望远镜：伽利略式开普勒式 反射式望远镜：牛顿系统主焦点系统卡赛格林系统耐斯系统 R-C系统折轴系统 折反射式望远镜：斯密特望远镜 优点：相对口径大，在口径和相对口径相同的情况下，视场更大。缺点：矫正板难于加工，有挡光作用，镜筒较长 马克拖夫望远镜 优点：镜筒短，球面加工容易。缺点：视场较小，改正板较厚，光能损失严重 贝克尔系统— 马克拖夫卡赛格林系统 三、各类望远镜的特性和用途 1、反射式望远镜的优点：完全没有色差反射式望远镜对近紫外和近红外波段反射率较高光能损失较小。折射式透过率低。反射式口径可以做得很大，而折射式由于透镜吸光和自重变形随口径的增大而迅速增大，口径无法做大，所以反射式贯穿本领大，相对口径大，大口径的反射式望远镜可以兼有数种系统。镜筒更短 2、折射式望远镜的优点：工作视场大，一般可以达到几度到十度，底片比例尺较小，分辨本领较高，受温度变化和镜筒弯曲的影响较小，星象稳定，散射光较小。 四、望远镜的机架结构及装置 一般要求：能够方便而准确地指向待测天体，能够跟踪因地球自转而做周日视运动的天体。常有赤道式和地平式两种装置。 赤道式的两条轴：极轴（赤经轴，只改变赤经），赤纬轴，（只改变赤纬）。赤道式存在重力变形问题。 地平式的两条轴：垂直轴和水平轴 五、先进天文技术 主动光学技术：改正主镜镜面本身由于望远镜指向变化引起的镜面变形。 薄镜面主动加力矫正技术：减小重力变形和热变形的影响 自适应光学技术：将波前探测器测出的信号输入计算机，计算出镜面需要做多大的改正以补偿波前变化。 六、天文台址的选择： 衡量天文台台址的好坏的指标： 1.台址的大气特点：–?大气宁静度–?无云或少云的天数–?大气中的水汽含量–?大气中雨、雪等沉降物的情况–?风力–?大气消光 2.台址的基本指标：–?海拔高度–?地形情况–?温度情况–?沙暴和尘埃情况–?地质活动 3.人类活动情况：–?背景天光–?大气污染情况 其他–?水电供应–?交通和生活设施 ?从已选定的优良台址的分布看，它们主要集中在受冷洋流控制下的沿海高山地带以及大洋中的孤岛上。这些地方气流平稳，大气宁静度好。 ??台址高于大气中的气流层，所以晴夜多。水汽含量少，减少了大气对光辐射的吸收和消光作用。 ??优良的台址还必须远离人类活动的地点，以防止人工照明引起的背景光的污染。 大气宁静度（视宁度seeing） ??是一个描述望远镜星象的不规则运动和弥散的物理量。

《天体物理学》考试大纲

中科院研究生院硕士研究生入学考试 《天体物理学》考试大纲 一．考试内容： 大学理科的《天体物理》课程的基本内容，包含：实测天体物理，天体物理辐射过程，太阳物理，恒星物理，星系天文学和宇宙学等。 二．考试要求： （一）宇宙概观 由近及远各层次天体：太阳系、恒星、星际物质、星系、宇宙 宇宙中物质状态，粒子和四种作用力，物理和天体物理，21世纪天体物理学（二）天体物理辐射过程 描述辐射场的物理量，辐射转移方程，热辐射，黑体辐射，普朗克定律的特征，维恩位移定律； 回旋辐射，同步加速辐射，曲率辐射，康普顿散射，逆康普顿散射，切连科夫辐射。 （三）实测天体物理 获得天体信息的渠道，天文望远镜，哈勃空间望远镜，LAMOST, 辐射探测器（CCD）； 天体的光度测量：星等，绝对星等，色指数和热改正，星际消光，星际红化和色余； 天体的光谱分析：天体物理光谱分析，谱线轮廓，谱线强度，等值宽度，谱线证认； 恒星的光谱分类：光谱型，光度型； 射电天文方法：射电望远镜基本组成原理，射电天文测量基本参数，射电天文成就； 空间天文方法：红外天文卫星；X射线天文和γ射线观测； 天体的距离：视差：定义和单位，造父变星测距，谱线红移和哈勃定律； 天体的质量的测定； 天体年龄的测定方法。 （四）太阳物理 太阳的基本参数，太阳的质量、半径、光度、有效温度，太阳常数； 太阳大气分层：光球，（临边昏暗），色球，日冕； 太阳活动：太阳活动和磁场，太阳黑子（蝴蝶图），耀斑，日冕物质抛射，日地关系。 （五）恒星物理 恒星的观测特性：光度、光谱、质量、半径、有效温度， 星团和赫-罗图：星团、星协、赫-罗图（定义和各种表示法、在天体物理中的重要性）， 恒星内部结构和演化：演化时标，内部结构方程和边界条件，物态方程，不透明度，能源和主要核反应，林忠四郎线，各种质量恒星的演化,

2019北京师范大学天体物理专业972考研考试大纲

2019年北京师范大学天体物理972考研考试大纲 972量子力学 一、波函数和Schrodinger方程 考试内容：普朗克量子论，爱因斯坦对光电效应的解释，玻尔的原子定态理论，德布罗意的物质波，电子的波粒二相性及几率波，动量分布几率及不确定关系波函数及其统计解释，Schrodinger方程，本征值问题与定态。 考试要求： 1. 理解普朗克量子论，爱因斯坦对光电效应的解释，玻尔的原子定态理论，德布罗意的物质波，电子的波粒二相性及几率波，动量分布几率及不确定关系波函数及其统计解释， 2. 掌握Schrodinger方程，本征值问题与定态。 二、一维定态问题 考试内容：一维定态问题的一般性质，无限深方势阱，一维势垒贯穿，一维散射问题，波包与波包的演化。 考试要求： 1.熟练求解一维定态问题，掌握一维谐振子解的基本性质。 2. 理解波包的一般性质，了解典型一维波包的演化。 三、量子基本原理 考试内容：算符的基本运算规则；厄米算符及性质；共同本征函数；量子测量公设；算符对易与不确定关系；狄拉克符号；量子力学的矩

阵表示与表象变换；全同粒子； 考试要求：熟练掌握算符的运算及性质，掌握表象的概念并熟练应用；掌握算符及表象理论的物理背景和物理意义，在此基础上进行熟练推导及应用。 四、中心力场 考试内容：中心力场的一般性质；氢原子；三维各向同性谐振子。 考试要求： 1.掌握氢原子本征态的解法及性质，包括用分离变量法及级数展开法解氢原子本征方程。 2.了解氢原子波函数径向分布及角度分布。 3. 掌握三维谐振子在直角坐标系和球坐标系的解法，学会计算能级简并度的方法。 五、自旋、角动量的耦合 考试内容：自旋态的描述及泡利矩阵；总角动量；碱金属光谱与反常塞曼效应；自旋单态和三重态，超精细结构和21厘米线，纯态和混合态， EPR佯谬和贝尔不等式。 考试要求： 1. 了解自旋的实验基础，比较电子自旋与轨道角动量； 2. 掌握自旋的二分量表述的物理意义，泡利矩阵的引入及应用，电子自旋对碱金属能级的修正，两电子自旋的耦合； 3. 掌握两自旋角动量相加的性质，熟悉自旋单态、三重态的推导过程和物理意义；

实测天体物理习题2D

《观测天体物理学》第二章天文辐射探测器习题解答 一、填空 对天体进行CCD 测光观测比用照相底片观测的优点是__量子效率高、噪声低、动态范围宽、线性度好___，用CCD 观测必要的像改正是_本底，暗流，平场，背景天光，宇宙线___，与CCD相比，光电倍增管的优点是__时间分辨率高___。 二、问答题： 1．北京天文台2.16米望远镜在焦面上附加一块CCD尺寸为19mm×12mm，望远镜焦距为10米。求此CCD对应于天空多少平方角分? 解答：对应于天空的范围为26.95 平方角分。 2．一个40厘米口径望远镜（焦比F/5）的终端加CCD系统，CCD有1024×1024个象素,每个象素是15μm ×15μm，问用此望远镜附加CCD探测器能拍摄到天空的范围是 多少平方角秒? 解答：对应天空的角直径是2509421 平方角秒，即697 平方角分。 3. 光电观测一颗 6.2等星，积分需要5秒钟收到2000光子，问要观测一颗9.2等 星，需要积分多长的时间才能收到同样的光子数？ 解答：需要积分79 秒 4. On 1 cm2 of Pluto's surface fall approximately 10,000 photons per second from a star of the fifth magnitude. How many photons would fall on a detector from a star of 20m during half an hour, if BTA at the Earth is used (the diameter of the main mirror is 6 m)? 译文:来自一颗5等星的光子每秒落在冥王星表面1cm2上的数量为10,000个,那么如果使用口径6米的BTA望远镜,在地面上每半小时能够接收到来自一颗20等恒星的多少个光子? 解答: 1等星比6等星亮约100倍，即当星等差是5时(6-1=5),亮度比为100;那么1个星等差对应的亮度比就是1001/5(100的1/5次方)=2.512,或者写成: m1-m2=-2.5lg(F1/F2) 式中m1和m2是两颗恒星的星等,F1和F2是它们的亮度.需要注意的是该公式中的2.5是精确值,而不是2.512的近似值.具体到本题中的问题,由于恒星到地球的距离要远远大于地球到冥王星的距离,因此我们认为对于同一颗恒星,在单位时间内来自它的光子落到地球或冥王星相同面积上的数量是相同的.从题中已知在冥王星上每秒钟每平方厘米上接收到的来自5等恒星的光子为10,000个,那么相同条件下来自一颗20等的恒星的光子数应为(20-5)*10,000/2.512 , 口径6米的望远镜的面积为 2.83*105cm2, 半小时=1800秒,则答案为:1800*2.83*105*15* 10,000/2.512= 5.09*106个光子。 5.A photometer is mounted on a 125 cm (focal length) telescope. Can you observe a star with magnitude a) 5m b) 10m c) 15m in a cluster if a count from a star of a similar spectral type with magnitude 8m gives 4000 counts/second? The level of white noise of the photometer (instrumental noise) is 500 counts/second; the upper limiting value for observations is 200000 counts/second. Explain your calculations.