恆星光譜
恆星光譜 |
恆星光譜,不論是連續譜還是線譜,差異極大。它主要取決於恆星的物理性質和化學組成。所以,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。
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]