赫罗图光谱型态棕矮星白矮星红矮星次矮星主序星次巨星巨星亮巨星超巨星特超巨星绝对星等(MV)

在天文学,恒星分类是将恒星依照光球的温度分门别类,伴随着的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。根据维恩定律可以用波长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。

恒星光谱分类

20世纪初,美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类,结果发现它们与颜色也有关系。

(口诀为Oh Be A Fine Girl Kiss Me)

西奇分类

在1860至1870年间,安吉洛·西奇神父为了分辨观察到的恒星光谱,创造了早期的光谱分类法。在1868年,他已经将光谱分为四类:

在1878年,他增加了第五类:

这种分类法在19世纪的90年代末期由哈佛分类法取代,其余的部分在下述的文章中谈论。

哈佛光谱分类

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。

类型温度典型颜色

质量
(太阳质量)
半径
(太阳半径)
光度氢线主序星的比例%
O30,000 K~以上 蓝色≥ 16 M≥ 6.6 R≥ 3*10L~0.00003%
B10,000~30,000 K蓝白色2.1~16 M1.8~6.6 R25~30,000 L一般0.13%
A7,500~10,000 K淡蓝的白色1.4~2.1M1.4~1.8 R5~25 L强烈0.6%
F6,000~7,500 K白色1.04~1.4 M1.15~1.4 R1.5~5 L一般3%
G5,200~6,000 K黄色0.8~1.04 M0.96~1.15 R0.6~1.5 L7.6%
K3,700~5,200 K橙色0.45~0.8 M0.7~0.96 R0.08~0.6 L十分弱12.1%
M2,200~3,700 K红色0.08~0.45 M0.2~0.7 R5*10~0.08 L十分弱76.45%
赫罗图

摩根-肯那光谱分类法

这是目前最通用的恒星分类法,依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径和亮度皆与太阳比较),但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类,将恒星的光谱分成七大类,每类再细分为十小类。但目前最热的星为O5,最暗的星为M5,即O型只有五小类,M型只有六小类,总计为61小类。

各类型的特性如下:

此外,在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应,所以还有R、S、N三种在巨星分支上才会用的分类;还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中,也会另外加上注解用的字母作为区别。

光谱的排序

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。

摩根-肯那光谱在天文学上使用的非常广泛,为便于学生记忆,发展出了许多记忆用的口诀,其中最为人熟知的便是这一句:Oh! Be A Fine Girl Kiss Me,讽刺的是天文学家几乎都是男性,但制定哈佛光谱分类法的却是一群女天文学家。

摩根-肯那光谱分类的记忆口诀还有如下所列的一些:

这些还都是传统的记忆口诀,在网络上还可以找到各种不同场合(包括政治)的口诀。

O、 B、和A型有时被称为早期形光谱 ,K和M称为晚期型光谱,这与观测无关,是依据20世纪初期的理论而来的,当时认为恒星诞生时是高温的早期型,然后温度逐渐下降成为低温的晚期型。现在知道这种说法是完全错误的。 (参见:恒星演化)。

其他光谱类型

有一些光谱分类,只适用在较少数的恒星上:

白矮星的分类

D 代表的是白矮星,为低质量恒星在结束它们生命时的终点。白矮星的光谱可以细分为DA, DB, DC, DO, DX, DZ, 和DQ。要注意的是附加的字母并不是用在恒星本身,只是在说明在白矮星外围大气层的状况。

白矮星的分类如下:

A,B,O,Q等谱线的特征如果出现在同一颗白矮星的光谱中,也可以同时列出。

物理性质(附加字母)

为了更明确描述白矮星的物理状态,会再使用第二个字母来说明:

温度标示

白矮星的光谱也有由1~9的数字系列来界定表面温度的范围,1的温度约在37,500K以上,9的温度约为5,500K。是以50,400K为基数,除以白矮星表面的有效温度所得到的商数。[1]

耶基斯光谱分类

耶基斯光谱分类也称为MKK系统,因为最早是在1943年由约克天文台的威廉·威尔逊·摩根、菲利浦·蔡尔兹·基南和伊迪丝·凯尔曼共同制定出来的。这套分类法建立在光谱线对恒星表面重力的灵敏度上,与光度有关,也正好与根据表面温度来分类的哈佛分类法相辅相成。由于巨星的半径远比矮星为大,因此在质量相差不大的情况下,两者表面的重力、气体密度和压力,巨星都会比矮星要低。这些差异在恒星上以光度的强弱表现出来,造成谱线被测量到的宽度和强度有所不同。在表面密度越高与重力越强的恒星上,因压力产生的谱线变宽效应也就越明显。

赫罗图光谱型态棕矮星白矮星红矮星次矮星主序星次巨星巨星亮巨星超巨星特超巨星绝对星等(MV)

作用的描述:不同的光度分类的特征如下:

少数的情况下会分在两类之间,例如Ⅰa-0,表示是非常明亮的超巨星,但已经非常接近超超巨星。

因为描述的都是恒星表现在外的光度,所以常被称为MKK光度分类法

我们的太阳在光谱分类上是G2V,这是结合了摩根-肯纳(G2)与耶基斯(V)两种分类一起标示的。但实际上,太阳不是一颗黄色的星,而是个色温5870K的黑体,这是白色而且没有黄色踪影的,有时也作为白色的标准定义。

UBV 系统

参见:UBV星等系统

UBV 系统也称为约翰逊系统,这是在恒星的 光度测量上才会使用到的分类。依据恒星在紫外线(U)、蓝色(B)与目视(V)三种不同波长上的光度,对恒星进行UBV的光度测量来分类。这种分类法是美国天文学家哈洛德·约翰逊英语Harold Lester Johnson和威廉·威尔逊·摩根(William Wilson Morgan)在1950年代提出的,当初选择在可见光范围最末端的蓝色光是因为这是天文摄影也能观察到的颜色。

在实际的运用上,天文学家会比较U、B、V三种颜色之间的光度差,称为色指数,用以比较不同恒星间的差异。

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