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  恒星光谱

恒星光谱,不论是连续谱还是线谱,差异极大。它主要取决于恒星的物理性质和化学组成。所以,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

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]

参考文献