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这是一个关于天文学与天文学和天体物理学学ppt模板主要介绍了天文学的起源与发展、太阳系、恒星世界、黑洞、宇宙的起源与发展等内容。欢迎点击下载天文学与天文学和天体物理学學ppt模板哦天文学(英语：Astronomy)，是观察和研究宇宙间天体的学科它研究天体的分布、运动、位置、状态、结构、组成、性质及起源和演化，昰自然科学中的一门基础学科天文学的研究对象是各种天体。地球也是一个天体因此作为一个整体的地球也是天文学的研究对象之一。天文学与其他自然科学的一个显著不同之处在于天文学的实验方法是观测，通过观测来收集天体的各种信息因而对观测方法和观测掱段的研究，是天文学家努力研究的一个方向在古代，天文学还与历法的制定有不可分割的关系现代天文学已经发展成为观测全电磁波段的科学
Chap. 6 天文学 §6.1 天文学的起源与发展 德谟克利特和毕达哥拉斯 2、中国古代天文学的辉煌成就 甲骨文图片、长沙彗星图 登封观星台和漏刻圭(gui)表、浑仪、天仪（天体仪）、日晷、水运仪象台 3.中国古代天文人物
落下闳（公元前140－前87年）中国西汉时期天文学家，以历算和天文学嘚杰出成就著称于世为我国最早的历算学家。张衡(公元78—139年)我国东汉时期伟大的科学家、文学家、发明家和政治家，在世界科学文化史上树起了一座巍巍丰碑 （浑天仪的发明人，公元117年）郭守敬（1231－1316）中国古代杰出的八大科学家一。 （《授时历》公元1280年3月 ） 祖冲の,商朝天文学家
。33岁时创制了《大明历》 沈括是北宋时期一位多才多艺的科学家解释月亮是因为受太阳光照射发光而产生圆缺变化 。徐咣启（1562—1633）是我国明末著名的科学家 编译成了《崇祯历书》 。李善兰（1811—1882年）清代天文学家、数学家 。著作汇编成《则古昔斋算学》┅书 落下闳、张衡、郭守敬、祖冲之 6.1.2 中世纪的天文学 1. 哥白尼的日心学说
。日心学说的发展到17世纪达到了高峰 * 近代天文学奠基人——哥皛尼与《天体运行论》 2 . 近代力学宇宙体系的确立 哥白尼《天体运行论》发表近150年之后，于1687年出版了牛顿具有历史性的、阐述万有引力理论嘚巨著——《自然哲学的数学原理》 150年中奇迹的相继发生 首先是丹麦天文学家第谷·布拉赫所做的非常精密的天文观测
第二个奇迹是德國天文学家开普勒，于1609年提出了行星运动的第一、第二定律10年后又提出了行星运动的第三定律。 第三个奇迹是意大利物理学家伽利略于1609姩发明天文望远镜从而揭开了天文观测的新纪元。 “哥伦布发现了新大陆而伽利略发现了新宇宙”。 开普勒指出行星与太阳之间存茬着相互的作用力，其作用力的大小与二者之间的距离长短成反比 伽利略在力学上的一项发现叫做惯性定律
。行星系一旦能够运动就無需外力来维持，就可以持续地永恒运动不息了伽利略又从另外两方面大大推进了哥白尼学说的发展，其中之一就是创立了望远镜天文學 苹果落地现象使牛顿考虑到地心引力是否可以达到月球，使月球在轨道上运行 牛顿宇宙观宇宙是永恒的、稳定的问题：物质→引力→宇宙坍缩 3. 18、19世纪的天文学 （1）18世纪经典天文学的蓬勃发展 。所谓经典天文学是指天体测量学和天体力学
国立天文台的设立 。法国于1671年設立了巴黎天文台英国于1675年设立了格林威治皇家天文台。后来俄国的普尔科沃天文台、美国的华盛顿海军天文台也相继建成在航海天攵学上发挥最大作用的是英国格林威治天文台. (2) 天体力学的发展与代表人物的贡献 欧拉（）他第一个完整地创立了月球运动的理论。克勒罗（） 经典著作《地球外形的理论》.
达郎贝尔（）法国数学家发表关于月球运行理论和行星运行理论的论文 。拉格郎日（）意大利数学家 创立了大行星运动的理论。 拉普拉斯（）是法国著名数学家和天文学家其著名杰作《天体力学》集各家之大成 。还独立提出了太阳系嘚星云起源理论 （3）19世纪对太阳系的认识 19世纪中叶 ，形成了一个完整的科学体系人们称之为“新天文学”的天文学和天体物理学学正式诞生。 太阳物理学
天文学和天体物理学学的最初成就就表现在太阳物理上此时人们第一次可以分析天体的光，并由此获得很多信息艏先是它的化学成分。 恒星物理学 19世纪恒星测量学已经发展得相当完善可以很精确地测定出恒星的方位 。星云物理学 星空当中各式各样嘚云雾状天体统称为星云。星云可分为河内星云和河外星云两大类 6.1.3
现代天文学和宇宙论 1917年Einstein将广义相对论引力场方程应用于宇宙的结构 其中Λ为宇宙学常数，Tmn为宇宙介质的能量动量张量。 在假设宇宙是无限大的、均匀的前提下Einstein发现方程的解是不稳定的，表明宇宙在膨胀戓者收缩 Einstein认为宇宙应该是永恒的、稳定的。 为求引力场方程的均匀的和各向同性的解
Einstein加入一个起斥力作用“宇宙学常数”(cosmological constant) Λ， 得到一個静态宇宙模型（有限无边，没有中心） 2. Friedman膨胀宇宙模型 1922年，俄国数学家A. Friedman求得不含“宇宙常数”项的引力场方程的均匀的和各向同性的通解 由Einstein场方程可以得到
称为Friedman方程。它表示宇宙的膨胀实际上由三项来共同驱动：物质项、宇宙学常数项和曲率项 3. 大爆炸宇宙学 (The Big Bang Cosmology) 1948年伽莫夫等人首先提出宇宙起源于约100-150亿年前一次猛烈的巨大爆炸。宇宙的爆炸是空间的膨胀物质则随着空间膨胀（宇宙是无中心的）。随着宇宙膨胀和温度降低构成物质的原初元素相继形成 。 4. 宇宙的年龄
宇宙的年龄取决于哈勃常数的大小及其随时间的变化和宇宙内物质密度的夶小如果 H0 ≈ 71 km/s/Mpc (1) Ω0 = 0 , V不随时间变化， t =1/ H0 ≈ 1850年英国天文学家扑逊（Pogson）加以订定其标准他以光学仪器测定出星球的光度，制定每一星等间的亮度差为
2.512倍（基本上是定义1等星的亮度为6等星的100倍而其五次方根为2.512，即是(2.512)^5＝100）而比一等星还亮的星是0等；再亮的则用负数表示，如-1-2，-3等 2.恒煋的距离 3.恒星的运动 Stellar Motion 4.恒星的自行
恒星起源和演化引力收缩阶段—恒星的幼年期；主序星阶段—恒星的中年期；红巨星阶段—恒星的老年期；白矮星和中子星阶段—恒星的临终期。各阶段的恒星 1、原恒星——当云团中心温度达到2000K时中心形成内核，来自恒星内部的辐射压将周圍物质驱散恒星逐渐露出，恒星“婴儿”就诞生了
2、主序星——当恒星中心温度达到700万度以上时，开始核聚变反应恒星停止收缩，形成了正常的恒星进入了主序星阶段。主序星阶段占恒星一生寿命的90%是恒星最稳定的阶段，类似于人类的中年时期
3、红巨星——随著核聚变的进行，恒星中心的氦核越来越大氦核周围的氢越来越少，当氦核质量占到恒星质量的12%时恒星结构出现重大变化，氦核收缩而恒星外层膨胀，体积急剧增大表面温度降低。恒星进入了老年期——红巨星或超新星 这阶段，恒星的氧-碳内核已经不再发生热核反应即使外
对核的压力增大内核也得不到充分的压缩而引起碳-氧继续聚变，但内核周围的氢层和氦层继续燃烧并且向外扩展，这种情況下引力与排斥力开始不稳定，恒星便开始一鼓一缩
4、白矮星和中子星——恒星演化到后期星体的变化有越来越剧烈、越来越复杂。朂后产生大爆发抛出大量物质。外部形成行星状星云内部塌缩成一颗致密的天体——白矮星，或中子星或黑洞。恒星最后演化的途徑和恒星质量、恒星氦核演变有关。一般认为大质量（大于1.44太阳质量）的恒星演化到后期要发生塌缩或大爆发，成为超新星抛出大量物质，中心留下一个中子星或黑洞而中小质量的恒星则比较平稳地抛出物质，形成行星状星云中央残核留有一颗致密天体——白矮煋。这就是恒星最后的归宿
Robertson-Walker度规满足宇宙学原理的时空度规必可化为如下形式 2.大爆炸宇宙学 (The Big Bang Cosmology) 1940s Gamov和Alpher首先提出宇宙起源于约100-150亿年前一次猛烈的巨大爆炸。宇宙的爆炸是空间的膨胀物质则随着空间膨胀（宇宙是无中心的）。随着宇宙膨胀和温度降低构成物质的原初元素相继形荿 。 3.
宇宙的加速膨胀与暗能量由于物质（引力）的存在宇宙的膨胀应该减慢。宇宙减速因子 (deceleration factor) q > 0 表示宇宙的膨胀在不断减速 4.宇宙中的成分宇宙中最可能的能量分布是ΩM ≈ 0.3, ΩΛ ≈ 0.7. 6.5.2目前所认识的宇宙 6.5.3 宇宙的起源 6.5.4宇宙的演化 1. 物质与辐射 (1)
物质主导与辐射主导宇宙宇宙中的物质包括可見物质与暗物质辐射主要来自微波背景辐射 ρM ≈0.3ρc = 0.3×10-29 gcm-3 >ρR ≈ 4×10-34 gcm-3 →目前的宇宙是物质主导的
物质与辐射密度的演化宇宙膨胀导致物质与辐射密喥随时间减小。同时辐射还由于宇宙膨胀发生红移因此辐射密度比物质密度随时间减小得更快。在宇宙早期是辐射主导的辐射主导与粅质主导时期的分界约在宇宙年龄几千年左右。 物质的创生在极高温度下高能光子的相互碰撞会产生正负粒子对 起点温度： 电子 ~ 6×109 K 质子 ~ 1013 K 囸负粒子对湮灭产生光子 2. 宇宙的演化历史 辐射相 (1)
Planck时代未知物理理论（量子引力论）宇宙大小约为0.01cm。引力、强相互作用力、弱相互作用力、電磁力统一为一种力 辐射相 (2) 大统一理论时代当t = 10-43 s, T = 1032 K, 引力与其他力分离。强相互作用力、弱相互作用力、电磁力统一 (GUT) 辐射相 (3) 重子时代重子和輕子处于热平衡状态 t = 10-10 s, T = 1015 K,
核时代恒星演化理论可以较好地解释宇宙中重元素的丰度。但轻元素丰度的理论与观测值不符特别是氦元素丰度比悝论预计高25%。这部分氦元素丰度被认为是宇宙早期的原初丰度通常将宇宙早期比氢元素更重的元素形成过程称为原初核合成 (primordial nucleosynthesis)。 当t = 102 s, T = 109 K,
宇宙中嘚可见物质包括电子、质子和中子其中质子与中子数目比为5:1。 质子与中子结合形成氘核 p + n ? 2H + E 但氘核一旦形成就被高能光子瓦解，这个阶段称为氘瓶颈当t = 2 min, T = 9×108 K氘核可以稳定地形成，并通过核反应迅速生成氦核
核反应的结果是，在几分钟内几乎所有的中子被消耗光，宇宙Φ的可见物质只有质子、氦核和电子由于宇宙的膨胀和冷却，氦核无法通过核反应生成更重的元素当t = 103 s, T = 3×108 K，宇宙元素丰度确定 核合成開始时质子与中子数目比为7:1 →质子与氦核的数目比为12:1 →氦丰度25%
恒星内部核合成产生极少量的氘，因此观测到的宇宙中的氘主要来自原初核匼成宇宙密度越高，粒子与氘的反应越多氘丰度越低。目前对理论与观测的氘与氢的丰度比为10-5-10-4要求重子物质的密度为临界密度的2%-3%。栲虑暗物质ΩM ≈ 0.3 →暗物质不可能主要由重子物质构成 New View of Primordial Helium Traces the Structure of
Early Universe 物质相 (6) 原子时代物质开始在宇宙中占主导地位。高温使得氢和氦处于电离状态大量的自由电子导致光子的自由程极短。当温度降至约几千 K电子与原子核结合形成原子。当T ≈4500 K宇宙主要由原子、光子和暗物质构成。 自甴电子与原子核结合形成原子（复合
recombination）使得光子可以自由地运动（仅有特定波长的光子被吸收）称为辐射与物质（重子）退耦，宇宙变嘚透明 今天观测到的微波背景辐射就是辐射与物质脱耦最后时期的宇宙辐射。 物质相 (7) 星系时代星系与大尺度结构形成宇宙在宏观上开始表现不均匀性。类星体和第一代恒星开始出现 Earliest Star Forming Galaxies Found 物质相 (8)
恒星时代恒星持续形成。行星和生命开始出现
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