Agfdhyk

赫羅圖

光譜型態

棕矮星

白矮星

紅矮星

次矮星

主序星

次巨星

巨星

亮巨星

超巨星

特超巨星

絕對

星等

(M_V)

在天文學，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，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。

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.

蓝色:“O”型

蓝白色“B”型

白色:“A”型

黄白色:“F”型

黄色:“G”型

橙色:“K”型

红色:“M”型

西奇分類

在1860至1870年間，安吉洛·西奇神父為了分辨觀察到的恆星光譜，創造了早期的光譜分類法。在1868年，他已經將光譜分為四類：^[1]^[2]^[3]

第一類：白色和藍色的恆星，光譜有厚重的氫線和金屬線。（現在的A類）

第二類：黃色星－氫的強度減弱，但是金屬線更為明顯。（現在的G和K類）

第三類：有寬闊譜線的橘色星。（現在的M類）

第四類：有明顯碳帶的紅色星和碳星。

在1878年，他增加了第五類：^[1]

第五類：發射譜線的恆星（f.ex. Be、Bf等）

這種分類法在19世紀的90年代末期由哈佛分類法取代，其餘的部分在下述的文章中談論。^[4]

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等类型，是由哈佛大學天文台發展出來的，所以稱為哈佛分类法。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·坎农的主持下，經歷了40年时间，到1934年共分析了数十萬顆恆星的光譜，编纂成10冊的亨利·德雷伯星表及其扩充星表，並發展出現在使用的摩根-肯那光譜分類法。

類型	溫度	典型颜色 ^[5]^[6]	質量 (太陽質量)	半徑 (太陽半徑)	光度	氫線	主序星的比例%^[7]
O	30,000 K~以上	藍色	≥ 16 M_☉	≥ 6.6 R_☉	≥ 3*10⁴L_☉	弱	~0.00003%
B	10,000~30,000 K	藍白色	2.1~16 M_☉	1.8~6.6 R_☉	25~30,000 L_☉	一般	0.13%
A	7,500~10,000 K	淡蓝的白色	1.4~2.1M_☉	1.4~1.8 R_☉	5~25 L_☉	強烈	0.6%
F	6,000~7,500 K	白色	1.04~1.4 M_☉	1.15~1.4 R_☉	1.5~5 L_☉	一般	3%
G	5,200~6,000 K	黃色	0.8~1.04 M_☉	0.96~1.15 R_☉	0.6~1.5 L_☉	弱	7.6%
K	3,700~5,200 K	橙色	0.45~0.8 M_☉	0.7~0.96 R_☉	0.08~0.6 L_☉	十分弱	12.1%
M	2,200~3,700 K	紅色	0.08~0.45 M_☉	0.2~0.7 R_☉	5*10^-7~0.08 L_☉	十分弱	76.45%

赫羅圖

摩根-肯那光譜分類法

這是目前最通用的恆星分類法，依據恆星的溫度由高至低排序(質量、半徑和亮度皆與太陽比較)，但其光譜標示仍沿用哈佛光譜中的分類，將恆星的光譜分成七大類，每類再細分為十小類。但目前最熱的星為O₅，最暗的星為M₅，即O型只有五小類，M型只有六小類，總計為61小類。

各類型的特性如下：

O：溫度高於25,000K，有游離的氦光譜，氫的譜線不明顯，在紫外線區的連續光譜強烈。多數的原子都呈現高游離狀態，如氮失去兩個電子，矽失去三個電子。

B：溫度在11,000至25,000K之間，氦原子譜線呈現中性，矽則失去1或2個電子，氧和鎂原子失去1個電子。如B₀就已經沒有氦的游離譜線，氫譜線則已很明顯。

A：溫度在7,500至11,000K之間，光譜以氫原子的譜線最強烈，矽、鎂、鐵、鈣、鈦等都為游離的譜線，但金屬的譜線很微弱。如A₀已經沒有氦的譜線，有微弱的鎂與矽的離子譜線，也有鈣離子的譜線。

F：溫度在6,000至7,500K之間，有離子化的金屬譜線，氫的譜線轉趨微弱但仍很明顯，鐵、鉻等自然態的金屬譜線開始出現。如F₀的鈣離子線強烈，氫的譜線雖已減弱，但中性氫原子譜線與一階金屬離子線都很明顯。

G：溫度在5,000至6,000K之間，有游離的金屬、鈣譜線及部份的金屬譜線，氫原子的譜線更為微弱，分子譜線(CH)已經出現。如G₀譜線以中性金屬線為主，鈣的離子線達到最強，氫氧根(G帶)的吸收線很強。

K：溫度在3,500至5,000K之間，主要為金屬譜線。如K₀在藍色的連續區強度微弱，氫線很微弱，有中性金屬譜線，分子譜線(CH、CN)依然存在。

M：溫度低於3,500K，有金屬、分子及氧化物的譜線，氧化鈦(TiO)的譜線成為最主要的譜線。如M₀已有很強的分子帶，尤其是氧化銻、鈣原子的譜線強烈，紅色區呈現連續光譜；M₅鈣原子的譜線很強，氧化銻的強度超過鈣。

此外，在巨星的區域內因為還有其他的元素參與核反應，所以還有R、S、N三種在巨星分支上才會用的分類；還有些恆星因為有些特殊譜線而不易歸類於其中，也會另外加上註解用的字母作為區別。

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，为便于学生记忆，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。 (參見：恆星演化)。

其他光譜類型

有一些光譜分類，只適用在较少數的恆星上：

W：25000～50000K - 沃夫-瑞葉星。

L：1,500 - 2,000 K – 恆星的質量不足以讓氫的核聚變持續進行的棕矮星(次棕矮星)。L代表锂，锂在核融合反应中会很快的被摧毁，因为它的原子核燃烧点只有250万K，足够由L型棕矮星的核反应摧毁。

T：1,000 K – 比棕矮星溫度更低的恆星，在光譜中有甲烷的譜線。

Y：250 K 比T型棕矮星更加暗弱的恒星类别，表面温度有时甚至只略高于人的体温。^[8]

C：碳星.

R：以前是光譜中有碳星譜線的K型恆星。

N：以前是光譜中有碳星譜線的M型恆星。

S：原本是M型的恆星，但正常的氧化銻譜線被氧化鋅譜線取代。

D：白矮星，例如，天狼 B

白矮星的分類

D 代表的是白矮星，為低質量恆星在結束它們生命時的終點。白矮星的光譜可以細分為DA, DB, DC, DO, DX, DZ, 和DQ。要注意的是附加的字母並不是用在恆星本身，只是在說明在白矮星外圍大氣層的狀況。

白矮星的分類如下：

DA：外圍或大氣層有豐富的氫，光譜中有巴爾曼系列的譜線。

DB：外圍或大氣層有豐富的氦，光譜中有中性氦原子的譜線。

DO：光譜以氦離子譜線為主，也可能有微弱的氫與氦原子譜線。

DQ：外圍或大氣層有豐富的碳，光譜中有碳原或分子的譜線。

DZ：外圍或大氣層有豐富的金屬，光譜中有鈣離子的譜線。

DC：光譜中沒有上述各型特徵的譜線，也就是說光譜幾乎是連續光譜。

DX：譜線的特徵不明確，不能確切分類的。

A,B,O,Q等譜線的特徵如果出現在同一顆白矮星的光譜中，也可以同時列出。

物理性質(附加字母)

為了更明確描述白矮星的物理狀態，會再使用第二個字母來說明：

- P：光譜被偏極化
- H：譜線有在磁場下因塞曼效应產生分裂的現象
- V：變星
- PEC：特殊的譜線

溫度標示

白矮星的光譜也有由1～9的數字系列來界定表面溫度的範圍，1的溫度約在37,500K以上，9的溫度約為5,500K。是以50,400K為基數，除以白矮星表面的有效溫度所得到的商數。[1]

約克光譜分類

約克光譜分類也稱為MKK系統，因為最早是在1943年由約克天文台的威廉·威爾遜·摩根、菲利浦·蔡爾茲·基南和伊迪絲·凱爾曼共同制定出來的。
這套分類法建立在光譜線對恒星表面重力的靈敏度上，與光度有關，也正好與根據表面溫度來分類的哈佛分類法相輔相成。
由於巨星的半徑遠比矮星為大，因此在質量相差不大的情況下，兩者表面的重力、氣體密度和壓力，巨星都會比矮星要低。
這些差異在恆星上以光度的強弱表現出來，造成譜線被測量到的寬度和強度有所不同。在表面密度越高與重力越強的恆星上，因壓力產生的譜線變寬效應也就越明顯。

赫羅圖

光譜型態

棕矮星

白矮星

紅矮星

次矮星

主序星

次巨星

巨星

亮巨星

超巨星

特超巨星

絕對

星等

(M_V)

作用的描述：
不同的光度分類的特徵如下：

0 ：超超巨星 (稍後才新增的);

Ⅰ 超巨星
- Ⅰa ：非常明亮的超巨星;
- Ⅰab
- Ⅰb ：不很亮的超巨星;

Ⅱ ：亮巨星;
- Ⅱa
- Ⅱab
- Ⅱb

Ⅲ：普通的巨星;
- Ⅲa
- Ⅲab
- Ⅲb

Ⅳ ：次巨星，也稱為亞巨星;
- Ⅳa
- Ⅳab
- Ⅳb

Ⅴ ：主序星，也稱為矮星;
- Ⅴa
- Ⅴab
- Ⅴb

Ⅵ ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。

Ⅶ ：白矮星，(稍後才新增的，但不常用)

少數的情況下會分在兩類之間，例如Ⅰa-0，表示是非常明亮的超巨星，但已經非常接近超超巨星。

因為描述的都是恆星表現在外的光度，所以常被稱為MKK光度分類法。

我們的太陽在光譜分類上是G2V，這是結合了摩根-肯納(G2)與約克(V)兩種分類一起標示的。但實際上，太陽不是一顆黃色的星，而是個色溫5870K的黑體，這是白色而且沒有黃色蹤影的，有時也作為白色的標準定義。

UBV 系統

UBV 系統也稱為約翰遜系統，這是在恆星的光度測量上才會使用到的分類。依據恆星在紫外線(U)、藍色(B)與目視(V)三種不同波長上的光度，對恆星進行UBV的光度測量來分類。這種分類法是美國天文學家哈洛德·約翰遜 (Harold Lester Johnson)和威廉·威爾遜·摩根( William Wilson Morgan)在1950年代提出的，當初選擇在可見光範圍最末端的藍色光是因為這是天文攝影也能觀察到的顏色。

在實際的運用上，天文學家會比較U、B、V三種顏色之間的光度差，稱為色指數，用以比較不同恆星間的差異。

(參見UBV星等系统)

外部連結

www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm

Libraries of stellar spectra, D. Montes, UCM

參考資料

^ ^1.0^1.1 p. 376, E. Dorrit Hoffleit. Pioneering Women in the Spectral Classification of Stars. Physics in Perspective. 2002, 4: 370–398. Bibcode:2002PhP.....4..370H. doi:10.1007/s000160200001.

^ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.

^ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.

^ Classification of Stellar Spectra: Some History

^ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1

^ The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21 [2007-09-26]. （原始内容存档于2012-03-10）. — Explains the reason for the difference in color perception.

^ LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars

^ Greicius, Tony. NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun. NASA. 2015-02-18 [2018-09-29] （英语）.

[pp-1] 1.0^1.1 p. 376, E. Dorrit Hoffleit. Pioneering Women in the Spectral Classification of Stars. Physics in Perspective. 2002, 4: 370–398. Bibcode:2002PhP.....4..370H. doi:10.1007/s000160200001.

[2] Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.

[3] Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.

[4] Classification of Stellar Spectra: Some History

[möre-5] The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1

[6] The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21 [2007-09-26]. （原始内容存档于2012-03-10）. — Explains the reason for the difference in color perception.

[LeDrew2001-7] LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars

[8] Greicius, Tony. NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun. NASA. 2015-02-18 [2018-09-29] （英语）.

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