恆星光譜:簡介,西奇分類,哈佛光譜分類,摩根-肯那光譜分類法,光譜的排序,白矮星的

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。

基本介紹

中文名：恆星光譜
外文名：Star spectrum
取決於：恆星的物理性質和化學組成
特點：類型的差異反映了恆星性質的差異
哈佛系統：最常用的恆星光譜分類系統
學科：天文學

簡介,西奇分類,哈佛光譜分類,摩根-肯那光譜分類法,光譜的排序,白矮星的分類,物理性質(附加字母),溫度標示,約克光譜分類,研究的主要途徑,研究的主要成果,譜線證認,元素豐度,光譜分類的解釋,發射線光譜,視向速度,磁星,星際物質,套用領域,

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。

西奇分類

在1860至1870年間，安吉洛·西奇神父為了分辨觀察到的恆星光譜，創造了早期的光譜分類法。在1868年，他已經將光譜分為四類：

第一類：白色和藍色的恆星，光譜有厚重的氫線和金屬線。（現在的A類）

第二類：黃色星－氫的強度減弱，但是金屬線更為明顯。（現在的G和K類）

第三類：有寬闊譜線的橘色星。（現在的M類）

第四類：有明顯碳帶的紅色星和碳星。

在1878年，他增加了第五類：

第五類：發射譜線的恆星（f.ex. Be、Bf等）

這種分類法在19世紀的90年代末期由哈佛分類法取代，其餘的部分在下述的文章中談論。

哈佛光譜分類

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。

類型	溫度	約定的顏色	看見的顏色	質量 (太陽質量)	半徑 (太陽半徑)	亮度	氫線	主序星的比例%
O	30,000–以上	藍色	藍色	20~M☉	30 R☉	1000000L☉	弱	0.01
B	10,000–30,000 K	藍到藍白色	藍白色	5~20 M☉	8 R☉	10000 L☉	一般	0.02
A	7,500–10,000 K	白色	白色	2~5 M☉	4 R☉	100 L☉	強烈	0.6%
F	6,000–7,500 K	淡黃的白色	白色	1.2~2M☉	1.4 R☉	5 L☉	一般	2%
G	5,000–6,000 K	黃色	淡黃的白色	0.8~1.2 M☉	1.1 R☉	1.1 L☉	弱	3%
K	3,500–5,000 K	橙色	黃橙色	0.4~0.8 M☉	0.5 R☉	0.01 L☉	十分弱	8%
M	2,000–3,500 K	紅色	橙紅色	<0.4 M☉	0.1 R☉	0.0001 L☉	十分弱	82%

（質量越大，恆星數量越少。質量越小，恆星數量越多。宇宙中普遍的是小質量恆星發出的的微弱光線）

摩根-肯那光譜分類法

常用的：

這是目前最通用的恆星分類法，依據恆星的溫度由高至低排序(質量、半徑和亮度皆與太陽比較)，但其光譜標示仍沿用哈佛光譜中的分類，將恆星的光譜分成七大類，每類再細分為十小類。但目前最熱的星為O5，最暗的星為M5，即O型只有五小類，M型只有六小類，總計為61小類。

各類型的特性如下：

O：溫度高於25,000K，有游離的氦光譜，氫的譜線不明顯，在紫外線區的連續光譜強烈。多數的原子都呈現高游離狀態，如氮失去兩個電子，矽失去三個電子。

B：溫度在11,000至25,000K之間，氦原子譜線呈現中性，矽則失去1或2個電子，氧和鎂原子失去1個電子。如B0就已經沒有氦的游離譜線，氫譜線則已很明顯。

A：溫度在7,500至11,000K之間，光譜以氫原子的譜線最強烈，矽、鎂、鐵、鈣、鈦等都為游離的譜線，但金屬的譜線很微弱。如A0已經沒有氦的譜線，有微弱的鎂與矽的離子譜線，也有鈣離子的譜線。

F：溫度在6,000至7,500K之間，有離子化的金屬譜線，氫的譜線轉趨微弱但仍很明顯，鐵、鉻等自然態的金屬譜線開始出現。如F0的鈣離子線強烈，氫的譜線雖已減弱，但中性氫原子譜線與一階金屬離子線都很明顯。

G：溫度在5,000至6,000K之間，有游離的金屬、鈣譜線及部份的金屬譜線，氫原子的譜線更為微弱，分子譜線(CH)已經出現。如G0譜線以中性金屬線為主，鈣的離子線達到最強，氫氧根(G帶)的吸收線很強。

K：溫度在3,500至5,000K之間，主要為金屬譜線。如K0在藍色的連續區強度微弱，氫線很微弱，有中性金屬譜線，分子譜線(CH、CN)依然存在。

M：溫度低於3,500K，有金屬、分子及氧化物的譜線，氧化鈦(TiO)的譜線成為最主要的譜線。如M0已有很強的分子帶，尤其是氧化銻、鈣原子的譜線強烈，紅色區呈現連續光譜；M5鈣原子的譜線很強，氧化銻的強度超過鈣。

較罕見的：

有一些罕用的光譜分類，只適用在少數的恆星上：

W：25000～50000K - 沃夫-瑞葉星。

L：1,500 - 2,000 K – 恆星的質量不足以讓氫的核聚變持續進行的棕矮星。L代表鋰，在恆星內會很快的蛻變。

T：500k~1,000 K 比棕矮星溫度更低的恆星，在光譜中有甲烷的譜線。

Y：500k 棕矮星溫度最低的一種，例如WISE 1541-2250，它只有木星的12倍質量，表面溫度更是只有400K。

C：碳星.

R：以前是光譜中有碳星譜線的K型恆星。

N：以前是光譜中有碳星譜線的M型恆星。

S：原本是M型的恆星，但正常的氧化銻譜線被氧化鋅譜線取代。

D：白矮星，例如，天狼 B

Q：中子星，例如，PSR B1257+12，已發現3顆行星和一顆矮行星環繞。

X：黑洞。如，天鵝座X-1。

光譜的排序

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。

摩根-肯那光譜在天文學上使用的非常廣泛，為便於學生記憶，發展出了許多記憶用的口訣，其中最為人熟知的便是這一句：Oh! Be A Fine Girl Kiss Me，諷刺的是天文學家幾乎都是男性，但制定哈佛光譜分類法的卻是一群女天文學家。

摩根-肯那光譜分類的記憶口訣還有如下所列的一些：

Oh By A Fine Glass Kill Me.

Oh Be A Fine Guy/Gal Kiss Me.

Oh Begone, A Friend's Gonna Kiss Me.

Only Boys Accepting Feminism Get Kiss Meaningfully.

這些還都是傳統的記憶口訣，在網路上還可以找到各種不同場合（包括政治）的口訣。

O、 B、和A型有時被稱為早期形光譜 ，K和M稱為晚期型光譜，這與觀測無關，是依據20世紀初期的理論而來的，當時認為恆星誕生時是高溫的早期型，然後溫度逐漸下降成為低溫的晚期型。現在知道這種說法是完全錯誤的。

白矮星的分類

D 代表的是白矮星，為低質量恆星在結束它們生命時的終點。白矮星的光譜可以細分為DA, DB, DC, DO, DX, DZ, 和DQ。要注意的是附加的字母並不是用在恆星本身，只是在說明在白矮星外圍大氣層的狀況。

白矮星的分類如下：

DA：外圍或大氣層有豐富的氫，光譜中有巴爾曼系列的譜線。

DB：外圍或大氣層有豐富的氦，光譜中有中性氦原子的譜線。

DO：光譜以氦離子譜線為主，也可能有微弱的氫與氦原子譜線。

DQ：外圍或大氣層有豐富的碳，光譜中有碳原或分子的譜線。

DZ：外圍或大氣層有豐富的金屬，光譜中有鈣離子的譜線。

DC：光譜中沒有上述各型特徵的譜線，也就是說光譜幾乎是連續光譜。

DX：譜線的特徵不明確，不能確切分類的。

A,B,O,Q等譜線的特徵如果出現在同一顆白矮星的光譜中，也可以同時列出。

物理性質(附加字母)

為了更明確描述白矮星的物理狀態，會再使用第二個字母來說明：

P：光譜被偏極化

H：譜線有在磁場下因塞曼效應產生分裂的現象

V：變星

PEC：特殊的譜線

溫度標示

白矮星的光譜也有由1～9的數字系列來界定表面溫度的範圍，1的溫度約在37,500K以上，9的溫度約為5,500K。是以50,400K為基數，除以白矮星表面的有效溫度所得到的商數。

約克光譜分類

約克光譜分類也稱為MKK系統，因為最早是在1943年由約克天文台的威廉·威爾遜·摩根、菲利浦·蔡爾茲·基南和伊迪絲·凱爾曼共同制定出來的。這套分類法建立在光譜線對恆星表面重力的靈敏度上，與光度有關，也正好與根據表面溫度來分類的哈佛分類法相輔相成。由於巨星的半徑遠比矮星為大，因此在質量相差不大的情況下，兩者表面的重力、氣體密度和壓力，巨星都會比矮星要低。這些差異在恆星上以光度的強弱表現出來，造成譜線被測量到的寬度和強度有所不同。在表面密度越高與重力越強的恆星上，因壓力產生的譜線變寬效應也就越明顯作用的描述，不同的光度分類的特徵如下：

0 ：超超巨星 (稍後才新增的);

Ⅰ 超巨星

Ⅰa ：非常明亮的超巨星;

Ⅰab

Ⅰb ：不很亮的超巨星;

Ⅱ ：亮巨星;

Ⅱa

Ⅱab

Ⅱb

Ⅲ：普通的巨星;

Ⅲa

Ⅲab

Ⅲb

Ⅳ ：次巨星，也稱為亞巨星;

Ⅳa

Ⅳab

Ⅳb

Ⅴ ：主序星，也稱為矮星;

Ⅴa

Ⅴab

Ⅴb

Ⅵ ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。

Ⅶ ：白矮星，(稍後才新增的，但不常用)

少數的情況下會分在兩類之間，例如Ⅰa-0，表示是非常明亮的超巨星，但已經非常接近超超巨星。因為描述的都是恆星表現在外的光度，所以常被稱為MKK光度分類法。我們的太陽在光譜分類上是G2V，這是結合了摩根-肯納(G2)與約克(V)兩種分類一起標示的。但實際上，太陽不是一顆黃色的星，而是個色溫5870K的黑體，這是白色而且沒有黃色蹤影的，有時也作為白色的標準定義。

研究的主要途徑

恆星光譜的研究內容異常廣泛，但從觀測角度來看，主要有三條途徑。第一是證認譜線和確定元素的豐度。第二是測量都卜勒效應引起的譜線位移和變寬(見譜線的形成和致寬)，由此來研究天體的運動狀態和譜線生成區。第三是測量恆星光譜中能量隨波長的變化，包括連續譜能量分布、譜線輪廓和等值寬度等。這些特性同恆星大氣中的溫度、壓力、運動、電磁過程以及輻射轉移過程有關，是恆星大氣理論的主要觀測依據。

研究的主要成果

譜線證認

一般可根據基爾霍夫定律將恆星光譜同實驗室光譜直接比較後確定產生譜線的化學成分。恆星的譜線無法在實驗室中獲得時，只有通過對原子和分子結構的深入分析，才能完成證認。在恆星光譜中已證認出元素周期表中90%左右的天然元素，但還有一些恆星譜線至今沒有證認出來。

元素豐度

即元素的相對含量，是在證認的基礎上根據譜線相對強度或輪廓推算出來的。結果表明，絕大多數恆星的元素豐度基本相同:氫最豐富,按質量計約占71%；氦次之,約占27%；其餘元素約合占2%。這稱為正常豐度。有少數恆星的元素豐度與正常豐度不同，一般說來，這與恆星的年齡有關。

光譜分類的解釋

恆星光譜一般是在連續譜上有吸收線（即暗線），大部分可按MK二元系統（見恆星光譜分類）區分。吸收線的存在表明恆星大氣外層溫度較低，它對來自溫度較高的內層的輻射進行選擇吸收。元素豐度相同的恆星的光譜差異，是因恆星大氣中溫度和壓力的不同造成的。現以氫為例說明光譜的變化。我們知道，迄今的光譜分類主要是在可見光波段進行的。氫在此波段只有巴耳末線，是處於第二能級的中性氫原子產生的。在溫度較低的 M型星中，恆星的紫外輻射和碰撞都很弱，大部分氫處於基能級，第二能級氫原子少，故巴耳末線微弱。溫度升高時，紫外輻射增強，碰撞激發增多，越來越多的氫原子被激發到第二能級,因此,光譜型由K、G、F到A型，巴耳末線逐步增強，在A0附近達到最強。溫度進一步增高時，氫原子的電離度增高，中性氫原子總數減少,故巴耳末線由A到B型減弱，到O型就基本上消失了。其他元素譜線的變化，也可用同樣的原理來解釋。

溫度相同的巨星和矮星間光譜的差異，是由於壓力不同引起的。巨星大氣中的壓力比矮星低，電離較容易；有些元素如鍶，對壓力特別敏感，電離的比例大；因此巨星光譜中電離鍶譜線就比矮星光譜中強得多。又如氫線，在矮星光譜中寬而漫，在巨星光譜中窄而銳，這也是由壓力效應決定的。根據光譜中的壓力效應能夠決定恆星的光度。

發射線光譜

少數恆星光譜中除吸收線外，還有發射線（即明線），有些恆星只有發射線。發射線一般是由離星體較遠處的稀薄氣體即星周氣體(見星周物質)產生的，但這些氣體延伸範圍很小，觀測者無法將星周氣體同星體分開，所以人們觀測到的是恆星光譜和星周氣體光譜的混合。

星周氣體一般是從星體拋射出來的，有的在星體周圍形成一個近似球狀的延伸包層，有的形成一個繞星氣環或氣盤。星周氣體的形狀、大小、密度、運動方式，決定著發射線的輪廓和寬度。有發射線的恆星數目不多，但發射線的存在表示它們經歷過或正在經歷著不穩定的拋射過程，這對於研究恆星演化中的不穩定階段有重要作用。

視向速度

關於恆星的許多知識，是從視向速度在光譜上產生的都卜勒效應的研究中得到的。例如，密近雙星的兩子星不能從照片上加以區分，但它們的軌道運動引起光譜線位置的周期性擺動。這不但是發現雙星的一種途徑，而且提供了測定恆星質量的重要方法。視向速度的測量對認識脈動變星的本質起決定性的作用，它證明這類星的光變是由於星體的脈動而不是由於掩食引起的。都卜勒效應的另一重要表現，是對譜線輪廓的影響。當恆星快速自轉且自轉軸同視線相交成頗大的角度時，譜線會變寬、變淺。由此發現，許多早型星（特別是Be星）有快速自轉現象（見恆星自轉）。許多不穩定星的物質拋射和氣體包層的運動，也在譜線輪廓中顯示出來。沃爾夫－拉葉星、氣殼星、天鵝座P型星、新星和類新星等，都具有這類光譜特徵。例如，從譜線輪廓形狀和寬度的測量得知，新星爆發時物質拋射的速度達到每秒數千公里。

磁星

當恆星具有足夠強的磁場時，譜線將分裂為兩條或更多條支線,它們具有不同的偏振特性,這稱為塞曼效應。通過這種效應，發現了100多顆恆星的磁場,其強度的數量級為千高斯，個別的達萬高斯。這些星稱為磁星，它們大部分是A型特殊星。

星際物質

恆星發來的光通過漫長距離的星際空間，所以恆星光譜中還包含有星際氣體和塵粒的信息。在許多亮星的高色散光譜中，發現有星際物質中的中性鈉、鉀、鐵、鈣和電離鈦、電離鈣以及其他分子的譜線。許多星際譜線是多重的，說明星光經過了好幾個具有不同速度的氣體雲。星際塵粒對星光的影響主要是散射，這種效應對藍光較強，對紅光較弱，因而較遠的星顯得較紅，這稱為星際紅化。通過對紅化的測量，可以估計塵粒的直徑。將紅化效應同恆星光譜型進行對比，可以粗略地估計恆星的距離。

套用領域

利用恆星光譜數據發現最古老恆星

2014年2月9日，國立澳大利亞大學天文學家通過“天圖繪製者”望遠鏡探測恆星光譜中鐵的蹤跡，發現了一顆目前已知最古老的恆星。該校聲明指出，這一發現讓天文學家們第一次能夠研究古老恆星的化學成分，更清楚地了解宇宙的嬰兒階段。這項研究成果刊登在最新一期的《自然》雜誌上。

研究人員表示，以前有兩個競爭者大約在132億歲左右，由歐洲和美國研究團隊分別在2007年和2013年“冊封”為最古老恆星。而這顆恆星的構成顯示，它是在137億年前誕生宇宙的“大爆炸”後不久、緊接著一顆質量為太陽約60倍的原始恆星之後誕生的。

恆星光譜