恆星光譜
簡介
恆星光譜，無論是連續譜還是線譜，差異極大。恆星光譜主要取決於恆星的物理性質和化學組成。因此，恆星光譜類型的差異反映了恆星性質的差異。採用不同的分類標準，將得到不同的分類系統。最常用的恆星光譜分類系統是美國哈佛大學天文台於19世紀末提出的，稱為哈佛系統。按照這個系統，恆星光譜分為O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等類型，組成如下序列：各型之間光譜特徵是連續過渡的。每個光譜型又分為10個次型，用數字0～9表示，如B0，B1，…B9。哈佛系統是一元分類系統。上述系列從左到右實際上是恆星表面溫度逐漸降低的序列。O型星溫度最高，約40000K；M型星最低，約3000K。R型與K型相當；N和S型與M型相當。20世紀40年代，美國天文學家W.W.摩根和P.C.基南等提出一個二元分類系統，稱為摩根 -基南系統（MK系統）。MK系統仍採用哈佛系統的光譜型，但增加了光度型。光譜型仍用哈佛系統的符號。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，表明太陽的光譜型是G2，且是一顆主序星（矮星）。有人嘗試三元光譜分類，但尚無完整的結果，未獲公認。在天文學，恆星分類是將恆星依照光球溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度範圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。
評價
赫羅圖的橫座標是光譜的型態，依照溫度的順序由左向右依序為O、B、A、F、G、K、M等類型，是由哈佛大學天文台發展出來的，所以稱為哈佛分類法。1894年，哈佛大學天文台開始對恆星光譜作有系統的分類，在安妮·坎農的主持下，經歷了40年時間，到1934年共分析了數十萬顆恆星的光譜，編纂成10冊的亨利·德雷伯星表及其擴充星表，並發展出現在使用的摩根-肯那光譜分類法哈佛光譜分類法在制定之初，參考了太陽光譜的命名方法，以氫原子光譜為依據，依照強弱以字母A、B、C、D的順序來標示，A型就是氫譜線最強烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此類推。而我們知道氫的譜線只在特定的溫度範圍內才會明顯，溫度太高或太低譜線都會減弱，所以當摩根與肯那使用溫度來排列時，字母就不再能依序排列了；同時也參考其他原子的譜線，合併與刪除了一些重複的類型，將哈佛分類原來的16種分類改成為今日我們所看見的型態。[1]