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介紹恆星光譜的分類、研究途徑和研究成果等。

1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。

2種類

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☉
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☉
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)
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。

3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丰度。第二是測量多普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,包括連續譜能量分佈、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。

4研究的主要成果

元素丰度
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丰度基本相同:氫最豐富,按質量計約佔71%;氦次之,約佔27%;其餘元素約合佔2%。這稱為正常丰度。有少數恆星的元素丰度與正常丰度不同,一般說來,這與恆星的年齡有關。
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。
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。
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