恒星光谱
简介
恒星光谱，无论是连续谱还是线谱，差异极大。恒星光谱主要取决于恒星的物理性质和化学组成。因此，恒星光谱类型的差异反映了恒星性质的差异。采用不同的分类标准，将得到不同的分类系统。最常用的恒星光谱分类系统是美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的，称为哈佛系统。按照这个系统，恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等类型，组成如下序列：各型之间光谱特征是连续过渡的。每个光谱型又分为10个次型，用数字0～9表示，如B0，B1，…B9。哈佛系统是一元分类系统。上述系列从左到右实际上是恒星表面温度逐渐降低的序列。O型星温度最高，约40000K；M型星最低，约3000K。R型与K型相当；N和S型与M型相当。20世纪40年代，美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等提出一个二元分类系统，称为摩根 -基南系统（MK系统）。MK系统仍采用哈佛系统的光谱型，但增加了光度型。光谱型仍用哈佛系统的符号。光度型分为7级：I——超巨星，Ⅱ——亮巨星，Ⅲ——巨星， Ⅳ——亚巨星，Ⅴ—— 主序星（矮星），Ⅵ——亚矮星，Ⅶ——白矮星。按照MK系统，太阳为G2V型星，表明太阳的光谱型是G2，且是一颗主序星（矮星）。有人尝试三元光谱分类，但尚无完整的结果，未获公认。在天文学，恒星分类是将恒星依照光球温度分门别类，伴随著的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。根据维恩定律可以用温度来测量物体表面的温度，但对距离遥远的恒星是非常困难的。恒星光谱学提供了解决的方法，可以根据光谱的吸收谱线来分类：因为在一定的温度范围内，只有特定的谱线会被吸收，所以检视光谱中被吸收的谱线，就可以确定恒星的温度。早期(19世纪末)恒星的光谱由A至P分为16种，是目前使用的光谱的起源。
评价
赫罗图的横座标是光谱的型态，依照温度的顺序由左向右依序为O、B、A、F、G、K、M等类型，是由哈佛大学天文台发展出来的，所以称为哈佛分类法。1894年，哈佛大学天文台开始对恒星光谱作有系统的分类，在安妮·坎农的主持下，经历了40年时间，到1934年共分析了数十万颗恒星的光谱，编纂成10册的亨利·德雷伯星表及其扩充星表，并发展出现在使用的摩根-肯那光谱分类法哈佛光谱分类法在制定之初，参考了太阳光谱的命名方法，以氢原子光谱为依据，依照强弱以字母A、B、C、D的顺序来标示，A型就是氢谱线最强烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此类推。而我们知道氢的谱线只在特定的温度范围内才会明显，温度太高或太低谱线都会减弱，所以当摩根与肯那使用温度来排列时，字母就不再能依序排列了；同时也参考其他原子的谱线，合并与删除了一些重复的类型，将哈佛分类原来的16种分类改成为今日我们所看见的型态。[1]