恒星光谱分类

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         hengxing guangpu fenlei 恒星光谱分类 spectral classification of stars 黄磷大多数恒星光谱是连续谱上有吸收线﹐少数恒星兼有发射线﹐或只有发射线。恒星连续谱的能量分布﹐谱线的数目和强度﹐以及特徵谱线所属的化学元素﹐均有极大的差异。恒星的光谱就是根据这些差异来分类的。早期的分类几乎是纯经验的﹐因为当时并不确切了解产生光谱差异的物理原因。研究恒星大气物理的进展使人们逐渐认识到﹐绝大多数恒星光谱的差异﹐主要不是由化学成分的不同形成的﹐而是在不同温度和压力下由恒星大气物质的激发和电离状态的变化形傻摹建立一个光谱分类系统﹐通常包括三个步骤﹕选择判据﹐即用来区分不同光谱所依据的光谱特徵﹐如谱线的相对强度﹔按照这些判据将足够多的光谱排队﹐获得标准光谱型序列﹔利用恒星的物理特徵为光谱型定标﹐即建立光谱型和物理参量(如温度﹑光度等)之间的对应关系。因此﹐光谱分类又可定逦ü阈枪馄滋蒯绲谋冉烯o对恒星物理特性进行直接估计。如果一颗星的光谱能排到光谱型序列中去﹐它的一般物理特性就能立即推知而不必对其光谱作详细测量。常用的分类系统哈佛系统是美国哈佛大学天文台于十九世纪末提出的。这个系统的判据是光谱中的某些特徵谱线和谱带﹐以及这些谱线和谱带的相对强度﹐同时也考虑连续谱的能量分布。本系统的光谱型用拉丁字母表示﹐组成如下的序列﹕ Ｓ O－Ｂ－Ａ─Ｆ－Ｇ－Ｋ－Ｍ R－Ｎ各型之间是逐渐过渡的﹐每型又分为十个次型﹐用阿拉伯数字表示﹕O0﹐…﹐O9﹔B0﹐…﹐B9﹔…。这一序列由左到右﹐对应于温度的下降。最热的O型星温度约40﹐000K﹐最冷的M型星约3﹐000K。序列右端的S﹑R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因﹐常把O﹑B﹑A型叫作早型﹐K﹑M型叫作晚型﹐F﹑G型叫作中型。各型星的颜色和在普通蓝紫波段的主要光谱特徵如下﹕ O型﹕蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦﹑中性氦和氢线﹔二次电离碳﹑氮﹑氧线较弱。如猎户座ι(中名伐三)。 B型﹕蓝白色。氢线强﹐中性氦线明显﹐无电离氦线﹐但有电离碳﹑氮﹑氧和二次电离硅线。如大熊座(中名摇光)。 A型﹕白色。氢线极强﹐氦线消失﹐出现电离镁和电离钙线。如天琴座α(中名织女一)。 F型﹕黄白色。氢线强﹐但比A型弱。电离钙线大大增强变宽﹐出现许多金属线。如仙后座β(中名王良一)。 G型﹕黄色。氢线变弱﹐金属线增强﹐电离钙线很强很宽。如太阳﹑天龙座β(中名天三)。 K型﹕橙色。氢线弱﹐金属线比G型中强得多。如金牛座α(中名毕宿五)。 M型﹕红色。氧化钛分子带最突出﹐金属线仍强﹐氢线很弱。如猎户座α(中名参宿四)。 R和N型﹕橙到红色。光谱同K和M型相似﹐但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星﹐记为C。如双鱼座19号星。 S型﹕红色。光谱同M型相似﹐但增加了强的氧化锆分子带﹐常有氢发射线。如双子座R。哈佛大学天文台于1918～1924年发表的《亨利·德雷伯星表》(HD星表)载有二十余万颗星的光谱型﹐其中99％的星属于B～M型﹐O﹑R﹑N﹑S型很少﹐还有少数光谱不能归入上述序列﹐分别记为﹕P──行星状星云﹐W──沃尔夫－拉叶星。新星光谱曾记为 Q﹐但现在已不使用。到七十年代初﹐全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右﹐大部分是按物端棱镜光谱进行分类的９鹣低呈且晕露任饕瘟康囊辉掷唷Ｆ渌锢硪蛩匾鸬墓馄滋厥庑冤o一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为﹕e──有发射线﹐n──谱线很模糊﹐s──谱线很锐﹐c──谱线特别窄而深﹐k──有明显的星际钙线。附图威尔逊山系统二十世纪二十年代美国威尔逊山天文台根据有缝摄谱仪拍的光谱建立的以温度和光度(或绝对星等)为参量的二元分类系统。按光度分类的物理依据是压力效应﹐因为物质的电离状态除决定于温度外﹐还与压力有关。光度高的巨星大气中气体压力较低﹐物质的电离比在温度相同的光度低的矮星大气中容易﹐因而会在光谱中表现出来。在这一系统中﹐光度判据选用一些对光度敏感的谱线对的相对强度。绝对星等的光度级用小写拉丁字母表示﹕c表示超巨星﹐g表示巨星﹐d表示矮星﹐加在哈佛系统的光谱型符号之前。例如太阳的光谱型为dG2。光度级的这种表示法多见于早期文献﹐目前已很少采用。摩根－基南系统(MK系统) 是美国天文学家摩根和基南等人于四十年代提出并经多次改进的二元分类系统。它所依据的物理参量也是温度和光度。温度型沿用哈佛系统符号。光度级比威尔逊山系统精确﹐共分七级﹐用罗马数字表示﹕Ⅰ──超巨星﹐Ⅱ──亮巨星﹐Ⅲ──正常巨星﹐Ⅳ──亚巨星﹐Ⅴ──主序星(矮星)﹐Ⅵ──亚矮星﹐Ⅶ──白矮星。如能进一步细分﹐则在罗马数字后面附加小写拉丁字母来区别﹐如Ia──最亮的超巨星﹐Iab──亮超巨星﹐Ib──亮度较低的超巨星。在MK系统中﹐太阳的光谱型是G2V。到七十年代初﹐已按MK系统分类的星仅二万余颗﹐这主要由于拍摄有缝光谱很费时间。从1967年开始﹐美国天文学家利用物端棱镜对HD星表中全部恒星按MK系统进行分类。这一工作完成后﹐按二元分类的星数将达到二十余万颗。关于第三元的问题在MK系统中﹐化学组成接近太阳的恒星的分类达到了最高精度。这些星通常称为“正常星”。分类中发现有些星具有各种特殊性﹐必须用化学组成异常来解释。为了在光谱分类中表示这种差异﹐需要引入第三个参量。例如﹐在星族 I的G和K型巨星中﹐金属含量比星族Ⅱ的星要高。这种差异的较好判据是氰分子的吸收强度﹐因而用附加符号GN和一个由3(表示CN带比正常星强得多)到-3(表示CN带弱到几乎不可见)的数字表示。如果CN的强度与正常星的一样﹐则省去这种符号。比如天龙座ε星的光谱记为G7ⅢbCN-1﹐这表示CN带比正常星稍弱。这种以光谱型(指温度型)﹑光度级和化学元素丰度为参量的“三元分类”﹐从六十年代开始研究﹐至今还没有形成完整的系统。参考书目 P.C.Keenan﹐Classification of Stellar Spectra﹐Basic Astronomical Data﹐pp. 78～122﹐Univ. of Chicago Press﹐Chicago﹐1963. W.W. Morgan and P.C. Keenan﹐Spectral Classification﹐ Annual Review of Astronomy and Astrophysics﹐Vol. 11﹐pp. 29～50﹐Annual Reviews Inc.﹐Palo Alta﹐1973.