恒星光谱有哪些？

恒星的光谱类型有哪些？

用摄谱仪分析恒星的光谱，可提供恒星的距离、温度、大小以及运动等方面的材料。而光谱本身又是怎样的呢?所有恒星的光谱都相似吗?还是它们都各不相同?或是它们显示出某种规律性?

即使只对恒星光谱进行肤浅的检验，也能揭示下述两个重要事实：

1.几乎所有恒星都有吸收谱(黑线)，正如太阳一样，这意味着一个热的核心被一层比较冷的大气所包围。

2.各种现已得到的光谱，都能为地球上已知元素的光谱所验证。

所以，我们认识到可见宇宙中的物质与我们在地球上熟知的物质具有相同的本性。而且，可见宇宙的大量物质，大部分遵循相同的一般模式。物质及其结构的这种一致性，也许是恒星天文学上最惊人的发现。

恒星的光谱类型

类型例子颜色表面温度(K)光谱特征O蝎虎座10蓝高于25000电离氦和其他电离无素的谱线，氢线弱B猎户座β，室女座α蓝-白11000～25000氢和氦线较突出A天狼星，织女星白7500～11000氢线很强F船底座α，小犬座α黄-白6000～7500氢线较弱，电离金属线突出G太阳，御夫座α黄5000～6000电离和中性金属线尤其钙线突出K牧夫座α，金牛座α橙3500～5000中性金属线和简单化合物的分子谱线M猎户座α，夫蝎座α红2000～3000许多化合物的分子谱线较突出

恒星的光谱之间有相当大的差异，一些光谱只有较少的几条谱线，而另一些则较多；一些光谱只有几条边界明显的谱线，另一些则有分子谱那样扩散的光谱带；一些光谱中氢原子线较突出，而另一些则是某些金属谱线较突出。对大量的谱线作比较后发现，几乎全部光谱都可根据不同谱线的强度按一种顺序排列。在光谱的一端，某些谱线很突出，随着连续谱中另一些谱线变得突出，原来的谱线强度逐渐减小，而后那些又变弱了，而另一些又变得突出了。

一种实用的恒星分类法是基于测得的光谱类型序列，即使此序列中相邻成员之间并没有明显的区别。恒星的这一分类连同得出的各种恒星特有的表面温度。

关于恒星光谱的基础知识，都有哪些？

天文上，恒星的分类主要是根据其表面的温度来划分，由于大多数恒星距离我们遥远，所以只能借助光谱中的吸收谱线来分类。因为温度在一定范围内，会表现出一种特定的吸收谱线。所以我们检测遥远恒星发出的光，基于光谱知识，就可以知道其大致的温度，从而给恒星分类。

恒星光谱型：O到M型亮星的光谱照片。图：[北京同好会]>[观测]>[光谱观测]>[恒星光谱型]

恒星光谱概述

在天文学中，恒星分类是根据恒星的光谱特征来对恒星进行分类的。来自恒星的电磁辐射需要通过用棱镜或衍射光栅分成光谱来分析，该光谱表现出散布具有光谱线的彩虹色。每一条线表示一种特定的化学元素或分子，线强度表示为该元素的丰度。不同光谱线的强度主要随光球的温度而变化，不过在某些情况下会存在元素丰度的差异。恒星的光谱类是一个简短的代码，主要解释了电离状态，以及给出光球温度的客观测量。

目前大多数恒星都按照摩根-基南（MK）系统来分类，这里会使用字母O、B、A、F、G、K和M，从最热（O型）到最冷（M型）的顺序分类。然后每个字母类又要用数字来细分，其中最热的为0，最冷的为9（例如A8、A9、F0和F1形成从热到冷的序列）。该序列已扩展到其他恒星和类星体的分类中，但这些分类并不适合于经典的系统，如白矮星D类或者碳星的S和C类。

在MK系统中，会用罗马数字将光度等级添加到光谱类中。这是基于恒星光谱中某些吸收谱线的宽度而定的，这些吸收谱线会随着大气的密度变化而变化，从而可以将巨恒星与矮恒星区分开来。亮度（光度）级别为0或Ia +的用于超巨星，I类的用于超巨星，II类的用于亮巨星，III类的用于普通巨星，IV类的用于次巨星，V类的用于主序星（矮星），SD（或VI）类的用于次矮星，以及D(或VII)类的用于白矮星。太阳全（完整的）光谱等级为G2V，这表明了主序星的温度约为5800 K。

图片：Spacepotato

常规颜色描述

传统的颜色描述只考虑了恒星光谱的峰值。然而，实际上，恒星在光谱中的各个部分都有辐射。因为所有的光谱颜色组合起来都会呈现出白色，所以人眼观察到的实际表观颜色远比传统颜色描述的颜色要轻得多。这种“亮度”的特性表明，可能会在光谱颜色的简化分配中产生误导性。在暗淡光线中排除色彩对比幻觉外，就没有绿色、靛蓝或紫色的恒星了。红矮星是深橙色，而棕矮星实际上并不呈现棕色。但据推测，如果近距离观测，它们会呈现暗灰色。

恒星历史分类

在哈佛的分类中，字母排列古怪的原因是缺乏知识，它是从早期的西奇教派演变而来的，随着人类知识系统的提高，逐渐被修改了。

在19世纪60年代和19世纪70年代，开创性的恒星光谱学家安吉洛·西奇为了对观测到的光谱进行分类而创建了西奇分类。到1866年，他已经发展了三类恒星光谱。在19世纪90年代后期，这种分类开始被哈佛分类所取代。

恒星现代分类

现代分类系统被称为摩根-基南（MK）分类。每个恒星都被分配了一个以前的哈佛光谱分类的光谱等级和使用罗马数字的光度等级，如下所述，形成恒星的光谱类型。

其他现代恒星分类系统，如UBV系统，是基于颜色指数分类——三个或更多颜色量级的测量差异。这些数字被赋予诸如“U-V”或“B-V”之类的标签，其表示由两个标准滤光器（例如紫外线，蓝色和目视）通过的颜色。

恒星死亡残骸

恒星残骸是恒星死亡后有关的物质。该类型中包括白矮星，并且从D类完全不同的分类方案中可以看出来，非恒星的物体难以归纳于MK系统。

MK系统所基于的赫罗图本质上是可以观测的，因此这些残留物不能轻易地绘制在图上，或者根本没有位置可以放置。较为古老的残留物-中子星，因为相对较小而寒冷，所以可以放在图的右边。行星状星云是动态的，并且随着古老的恒星向白矮星分支的过渡转变，随后其亮度会迅速减弱。如图所示，行星状星云将被绘制在图的右上四分之一处的右边。黑洞不会发射它自己的可见光，因此不会出现在图表上。

赫罗图，图：Rursus

恒星的七个光谱型是什么？急啊

恒星的光谱型是按照恒星的温度进行的分类。目前用的最多也最广泛的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等7个类型，其中G类恒星还有两种变种类型R和N，K类有一种变型S。 在这7个光谱类型中，O型星的表面温度最高，是蓝色星，表面温度最高可达3万度；M型星的表面温度最低，是红色星，表面温度不高于3500度。 恒星温度从高到低的7个光谱型的代号没有规律性，不好记。但可以用一句话来帮助记忆：Oh! Be A Fine Girl， Kiss Me。

恒星光谱有哪些花样？

恒星光谱的摄影研究已在哈佛天文台及其在秘鲁的阿雷基帕分所（现已移非洲南部麻塞尔波尔）进行了差不多50年。这工作中用的是物端棱镜。全天各区的万千照片都妥善保存并且小心研究过了。这种精勤不倦的工作结果遂使25万颗以上的恒星光谱都知道了。只要查考一下H.D.星表便可以得到其中任何一颗星的亮度与谱型。后一名词需要一点解释。 在所有研究过了的恒星光谱中，线的花样除了少数例外都可归并成一相连的序列。一颗待研究的星的光谱几乎一定配上这序列中的一处。这些花样平均隔开并用任意的字母BAFGKM代表。其中间相隔处都分为10部分。譬如说，我们研究一颗恒星的光谱，发现它的线纹花样正在标准花样BA的正中间，这颗恒星的谱

恒星的光谱是什么？

在连续的彩色背景上，暗线光谱是吸收光谱，那是从一个热物体上发出的光穿过一种冷气体时产生的。气体的原子和分子吸收了某种波长的光，如果气体本身是热的，它们将会辐射出这种波长的光，在有色波带上就留下了狭窄的空隙。具有这种光谱的恒星(几乎每颗恒星都是如此)，马上就展示出它的一些结构：它一定具有一个炽热的核心，并被一层比较冷的气体包围。