恒星的光谱和赫罗图

K
M
4,000
3,000
红橙
红
中性金属线，重元素一次电 离线 中性金属线，分子带

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。
色指数（照相星等与仿视星等之差）
恒星在赫罗图上的分布特征
主ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ星
蓝超巨星 红巨星 白矮星
5. 赫罗图的应用

分光视差 (spectroscopic parallax) —利用恒星的光 谱特征测定恒星的距离。
光谱→绝对星等→距离模数→距离
距离模数公式：
视星等与绝对星等的差由距离 决定

研究恒星演化 由于恒星内部能 源的不断消耗，恒星要发生 演变，光度和温度都要发生变化，这就导致它在 赫罗图上的位置也要发生变化。天文学家根据赫 罗图描绘了恒星从诞生到成长再到衰亡的演化过 程，并从理论上给出恒星从诞生到主序星、红巨 星、新星 （超新星） 、致密星 （白矮星或中子 星或黑洞） 的演化机制和模型。
安妮· 坎农（Annie Jump Cannon， 1863年12月11日－1941年4月 13日），美国女天文学家，在恒 星光谱分类方面做出了开创性的 工作
光谱型 O B A F G
表面温度(K) 30,000 20,000 10,000 7,000 6,000
颜色 蓝 蓝白 白 黄白 黄
特征谱线 强电离 He 线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线 重元素一次电离线， H 线和 中性金属线 重元素一次电离线，中性金 属线
恒星的光谱和赫罗图
1. 恒星光谱 (stellar spectrum) 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
2. 恒星光谱的分类 • 恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。 • 吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。（与元素特征谱 线对应）
分光镜
4. 赫罗图 (H-R diagram)
• 由丹麦天文学家E. Hertzsprung和美国天 文学家H. R. Russell创制的恒星的光度(绝 对星等、光谱型) – 表面温度分布图。
绝对星等
恒星天文学的基础首推赫罗图。赫 罗图在天文学中的地位有如元素周 期表之于化学。
规律性： •图的左上方到右下方大致沿着对 角线点的分布很密集，成带状， 占总数的 90%，天文学家把这条 带称为主星序， 带上的恒星称为 主序星（大多数恒星亮度和温度 呈正相关） •在图的右上方，有一个星比较密 集的区， 这里的星光度很大，但 表面温度却不高，呈红色，这表 明它们的体积十分巨大，所以叫 红巨星 •左下方也有一个星比较密集的区， 这里的星表面温度很高，呈蓝白 色，光度却很小，这表明它们的 体积很小，所以叫白矮星
3. Harvard光谱分类
• Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提 出的恒星光谱分类法。 •分类判据：恒星光谱中巴 耳末线的强度与恒星温度 •恒星光谱分成O, B. A, F, G, K, M七种光谱型 (spectral type)。每一种光 谱型可以继续分为十个子 型。用阿拉伯数字0~9表示 •太阳的光谱型为G2.