标题：恒星光谱
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。
种类
西奇分类[1]
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：
第一类：白色和蓝色的恒星，光谱有厚重的氢线和金属线。（现在的A类）
第二类：黄色星 － 氢的强度减弱，但是金属线更为明显。（现在的G和K类）
第三类：有宽阔谱线的橘色星。（现在的M类）
第四类：有明显碳带的红色星和碳星。
在1878年，他增加了第五类：
第五类：发射谱线的恒星（f.ex. Be、Bf等）
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[1]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
约定的颜色
看见的颜色
质量
(太阳质量)
半径
(太阳半径)
亮度
氢线
主序星的比例%
O
30,000–以上 
蓝色
蓝色
30~300 M☉
60 R☉
10000000L☉
弱
0.01
B
10,000–30,000 K
蓝到蓝白色
蓝白色
8~30 M☉
12 R☉
20,0000 L☉
一般
0.02
A
7,500–10,000 K
白色
白色
3~8 M☉
4 R☉
400 L☉
强烈
0.6%
F
6,000–7,500 K
淡黄的白色
白色
2.1~3M☉
2 R☉
60 L☉
一般
2%
G
5,000–6,000 K
黄色
淡黄的白色
0.9~2 M☉
1 R☉
1 L☉
弱
3%
K
3,500–5,000 K
橙色
黄橙色
0.6~0.9 M☉
0.75 R☉
0.004 L☉
十分弱
8%
M
2,000–3,500 K
红色
橙红色
<0.5 M☉
0.2 R☉
0.00000004 L☉
十分弱
82%
（质量越大，恒星数量越少。质量越小，恒星数量越多。宇宙中普遍的是小质量恒星发出的的微弱光线）摩根-肯那光谱分类法常用的：[1]
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：
O：温度高于25,000K，有游离的氦光谱，氢的谱线不明显，在紫外线区的连续光谱强烈。多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去两个电子，硅失去三个电子。
B：温度在11,000至25,000K之间，氦原子谱线呈现中性，硅则失去1或2个电子，氧和镁原子失去1个电子。如B0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。
A：温度在7,500至11,000K之间，光谱以氢原子的谱线最强烈，硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。如A0已经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。
F：温度在6,000至7,500K之间，有离子化的金属谱线，氢的谱线转趋微弱但仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如F0的钙离子线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。
G：温度在5,000至6,000K之间，有游离的金属、钙谱线及部份的金属谱线，氢原子的谱线更为微弱，分子谱线(CH)已经出现。如G0谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(G带)的吸收线很强。
K：温度在3,500至5,000K之间，主要为金属谱线。如K0在蓝色的连续区强度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(CH、CN)依然存在。
M：温度低于3,500K，有金属、分子及氧化物的谱线，氧化钛(TiO)的谱线成为最主要的谱线。如M0已有很强的分子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱；M5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。
较罕见的：
有一些罕用的[1]光谱分类，只适用在少数的恒星上：
W：25000～50000K - 沃夫-瑞叶星。
L：1,500 - 2,000 K – 恒星的质量不足以让氢的核聚变持续进行的棕矮星。L代表锂，在恒星内会很快的蜕变。
T：500k~1,000 K 比棕矮星温度更低的恒星，在光谱中有甲烷的谱线。
Y：-500k 棕矮星温度最低的一种，例如WISE 1541-2250，它只有木星的12倍质量，表面温度更是只有400K。
C：碳星.
R：以前是光谱中有碳星谱线的K型恒星。
N：以前是光谱中有碳星谱线的M型恒星。
S：原本是M型的恒星，但正常的氧化锑谱线被氧化锌谱线取代。
D：白矮星，例如，天狼 B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：
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.
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。
研究的主要途径
恒星光谱的研究内容异常广泛，但从观测角度来看，主要有三条途径。第一是证认谱线和确定元素的丰度。第二是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽(见谱线的形成和致宽)，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。
研究的主要成果
谱线证认一般可根据基尔霍夫定律将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。恒星的谱线无法在实验室中获得时，只有通过对原子和分子结构的深入分析，才能完成证认。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90%左右的天然元素，但还有一些恒星谱线至今没有证认出来。元素丰度即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同:氢最丰富,按质量计约占71%；氦次之,约占27%；其余元素约合占2%。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，一般说来，这与恒星的年龄有关。光谱分类的解释恒星光谱一般是在连续谱上有吸收线（即暗线），大部分可按MK二元系统（见恒星光谱分类）区分。吸收线的存在表明恒星大气外层温度较低，它对来自温度较高的内层的辐射进行选择吸收。元素丰度相同的恒星的光谱差异，是因恒星大气中温度和压力的不同造成的。现以氢为例说明光谱的变化。我们知道，迄今的光谱分类主要是在可见光波段进行的。氢在此波段只有巴耳末线，是处于第二能级的中性氢原子产生的。在温度较低的 M型星中，恒星的紫外辐射和碰撞都很弱，大部分氢处于基能级，第二能级氢原子少，故巴耳末线微弱。温度升高时，紫外辐射增强，碰撞激发增多，越来越多的氢原子被激发到第二能级,因此,光谱型由K、G、F到A型，巴耳末线逐步增强，在A0附近达到最强。温度进一步增高时，氢原子的电离度增高，中性氢原子总数减少,故巴耳末线由A到B型减弱，到O型就基本上消失了。其他元素谱线的变化，也可用同样的原理来解释。 
温度相同的巨星和矮星间光谱的差异，是由于压力不同引起的。巨星大气中的压力比矮星低，电离较容易；有些元素如锶，对压力特别敏感，电离的比例大；因此巨星光谱中电离锶谱线就比矮星光谱中强得多。又如氢线，在矮星光谱中宽而漫，在巨星光谱中窄而锐，这也是由压力效应决定的。根据光谱中的压力效应能够决定恒星的光度。发射线光谱少数恒星光谱中除吸收线外，还有发射线（即明线），有些恒星只有发射线。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体即星周气体(见星周物质)产生的，但这些气体延伸范围很小，观测者无法将星周气体同星体分开，所以人们观测到的是恒星光谱和星周气体光谱的混合。 
星周气体一般是从星体抛射出来的，有的在星体周围形成一个近似球状的延伸包层，有的形成一个绕星气环或气盘。星周气体的形状、大小、密度、运动方式，决定着发射线的轮廓和宽度。有发射线的恒星数目不多，但发射线的存在表示它们经历过或正在经历着不稳定的抛射过程，这对于研究恒星演化中的不稳定阶段有重要作用。视向速度关于恒星的许多知识，是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。例如，密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起光谱线位置的周期性摆动。这不但是发现双星的一种途径，而且提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，它证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现，是对谱线轮廓的影响。当恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大的角度时，谱线会变宽、变浅。由此发现，许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象（见恒星自转）。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。沃尔夫－拉叶星、气壳星、天鹅座P型星、新星和类新星等，都具有这类光谱特征。例如，从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千公里。磁星当恒星具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线,它们具有不同的偏振特性,这称为塞曼效应。通过这种效应，发现了100多颗恒星的磁场,其强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。星际物质恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。在许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，这称为星际红化。通过对红化的测量，可以估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可以粗略地估计恒星的距离。