恒星光谱

恆星光譜是恆星的電磁輻射通過稜鏡或衍射光栅分裂而成光譜。天文學中的恒星分类就是根據恒星光譜特徵进行的分類，所以也叫恒星光谱分类。光谱通常呈現出像彩虹般的連續光譜，但也會穿插著譜線。每條譜線標示出特定的化學元素或分子，譜線的強度指示該元素或分子的豐度。对恒星光谱的研究属于天體光譜學的内容。

现代恒星分类大多采用摩根-肯納分類法（MK），这是一个温度-光度二元分类系统，即同时依据温度高低和光度大小来将恒星进行分类，并以簡單的代碼表示。恒星光谱中的譜線強度主要决定于恒星的表面溫度，而很多恒星的光度也是由对谱线展宽效应的观测得出，所以恒星二元分类中的温度和光度信息都可以从光谱中获得。

摩根-肯納（MK）分類系統对温度的分类继承了哈佛光谱分类，以字母O、B、A、F、G、K、和M，從最熱的（O型）依序排列到最冷的（M型）。每個字母項下再用數字從0到9細分為10個次分類，其中0是最熱的，9是最冷的；例如A8、A9、F0、和F1是從熱到冷的順序。這個序列已經擴展至其它恆星和類似恆星的天體，像是D 表示是白矮星，S和C是碳星。

在MK系統中，人们同时使用羅馬數字將光度添加到光譜類型中。這是依據恆星光譜中某些吸收線的寬度，因為這些譜線會隨著大氣密度而變化，从而將恆星區分为巨星和矮星。光度分類（或者叫光度级）的0或Ia+用於特超巨星，I用於 超巨星，II用於亮的巨星，III用於正常的巨星，IV用於 次巨星，V用於主序星，VI（或sd）用於次矮星，和VII（或D）用於白矮星。完整的太陽光譜類型是G2V，它表示是一顆表面溫度5,800K的主序星。

傳統色彩描述
對恆星顏色的描述，在傳統上只考慮到恆星光譜的峰值。然而，實際上恆星在電磁頻譜的所有部分都輻射出能譜。由於所有光譜組合的顏色是白色，因此人眼觀察所看見的實際顏色，明顯會比傳統描述所暗示的顏色要淡得多。變淡的這一特性表明，簡化光譜中的顏色分配，可能具有誤導性。除去顏色對比的錯覺，在昏暗的光度下，沒有綠色、藍綠色或紫羅蘭色的恆星。紅矮星是暗的深橙色，棕矮星實際上看起來並不是棕色，但是假設對附近的觀測者來說，會顯得是暗灰色。

現代分類
現代分類系統被稱為摩根-肯南（MK）分類。每一顆恆星都從舊的哈佛光譜分類加上一個如下所述表示光度的羅馬數字，組成恆星的光譜類型。

現代的其它恆星分類系統，如基於色指數的UBV測光系統，使用三個或更多的顏色等級的差異來測量。這些數值被賦予的標籤如"U−V"或"B−V"，它們表示兩個標準濾波器傳遞的顏色間的差值（例如，U是紫外線，B是藍光、V是黃光）。

哈佛光譜分類
哈佛系統是天文學家安妮·坎農的一維分類方案，她重新排序並簡化了德雷珀以前的字母系統（見下一段）。恆星依據其光譜特徵分組，以單一字母表示齊全組，並以數字再細分。主序星的表面溫度從大約2,000到50,000K，而演化中的恆星表面溫度可以超過100,000K。從物理上看，種種分類表示恆星大氣的溫度，通常是從最熱到最冷來排列。

允許臨界的案例；例如，一顆恆星可以是超巨星也可以適量巨星，也可以介於次巨星和主序星的分類之間。

在這些情況下，使用兩個特殊符號：

• 斜杠(*/')表示恆星可以是這一類也可以是另一類。
• 破折號 (*-') 表示星在這兩類之間。

例如，分類為A3-4III/IV的恆星介於光譜類型 A3 和 A4 之間，,同時是巨星或次巨星。

次矮星類也已被使用：VI用於次矮星（恆星的亮度略低於主序星）。

名義上，光度等級還有VII（還有更高的數字），但因為主序星和巨星的溫度字母不再適用於白矮星，現在已很少用在白矮星或"熱次矮星"的分類。

有時，字母a和b也會用在超巨星以外的光度類型上；例如，一顆比典型恆星稍亮的巨星，其光度等級會標示為IIIb。

在He II 波長為4686Å光譜線上具有強吸收性的極端V星（矮星）會被賦予Vz的符號；HD 93129 B就是一個例子.。

我們的太陽在光譜分類上是G2V，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。

特殊光譜
以小寫字母形式表示的其它術語，可以依循光譜的類型來指示特殊光譜的特徵：

不要將塞基分類中的羅馬數字與耶基斯分類中光度分類的數字和提議的中子星類型混淆。這三者的數字是完全不相關的。

德雷珀系統
在1880年代，天文學家愛德華·皮克林在哈佛大學天文台開始使用物端稜鏡法，對恆星進行光譜巡天測量。這項工作的第一個成果是1890年出版的《恆星光譜的德雷珀目錄》。威廉敏娜·弗萊明對目錄中的大部分光譜進行分類，記錄了10,000多顆有特殊類型的恆星，並發現了10顆新星和200多顆變星。在特別是威廉敏娜·弗萊明的哈佛計算機的協助下，皮克林設計出亨利·德雷珀目錄，以取代安傑洛·塞基的羅馬數字方法。

目錄使用了一種方法，將以前塞基使用的數字（從I到V）使用從到的字母細分得更具體。此外，字母用於不適合任何類型的其它恆星。

1897年的哈佛系統
在1897年，哈佛大學另一個計算組的安東妮亞·莫里將塞基分類I型的獵戶子型在塞基I型其餘子型之前，也就是將現在的（1901年）型置於型之前。她是第一位這樣做的人，然而她沒有使用字母系統的光譜類型，而是採用從I到XXII的22種數字類型。由於這個羅馬數字分組沒有考慮光譜的其它變化，因此又分成三個群組以進一步顯示差異性。從I到V，包括獵戶型的恆星，在氫的吸收線中顯示出強度越來越大。從VII到XI是塞基I型的恆星，氫的吸收強度開始下降。VI介於獵戶型和塞基I的中間，而XIII至XVI包含塞基II型的恆星，具有氫吸收線減弱和太陽型金屬線增加的光譜XVII至XX包含塞基III的恆星，有增加的光譜線。XXI包含塞基IV；II和XXII包括沃夫–瑞葉星。添加了附加小寫字母的附加分類，以區分光譜中相對應線的外觀。這些線的外觀被定義為：是寬度平均，是朦朧，是尖銳。

安東妮亞·莫里在1897年出版了她自己的恆星分類目錄，稱為《用11吋德雷珀望遠鏡拍攝的亮星光譜，作為紀念亨利·德雷珀紀念一部分》；其中包括4,800張照片和莫里對681顆北天明亮恆星的分析。這在紀錄上是女性第一次的觀測站出版品。

1912年的哈佛系統
在1901年，安妮·坎農重新回歸字母系統，但只保留了、、、、、、和，並以此順序排列，而捨棄了其它的類別；並以代表行星狀星雲，則包含一些有著特殊光譜的恆星。她還使用像是表示介於和型中間的恆星，表示介於和之間五分之一的恆星等等。最後，在1912年，坎農將、、、等等改成、、、等等。這基本上就是哈佛分類系統現在的形式。這個系統是通過分析照相乾版上的光譜發展出來的，將來自恆星的光轉化成可以讀取的光譜。

一個常見來用於記憶光譜從最熱到最冷類型字母順序的短句是： 。

威爾遜山系統
]]

一些人使用威爾遜山系統的光度分類來區分不同光度的恆星。這種系統的表示法在現代的光譜上仍然可以看到。

光譜類型
恆星分類系統在分類學中類似生物學中的物種分類，而類型由每個類別的子類別的一個或多個標準星定義，並具有區分要素和關聯描述。最终此模型遭到淘汰，但「早期」和「晚期」這兩個術語被留存了下來。

O型
O型恆星非常熱、非常亮，其輻射輸出大部分在紫外線的範圍內。這類型的恆星在主序列恆星中非常稀有，在太陽附近的O型星所占的比率約為3,000,000分之一（0.00003%）。一些大質量恆星屬於這一類光譜型。O型恆星的環境通常都很複雜，这使得測量它們的光譜變得困難。

O型光譜以前是由氦的譜線強度比定義：He IIλ4541相對於He Iλ4471的比率，此處的λ是輻射的波長。光譜型O7定義為兩者強度相等的點，He I較弱的是早期型。O3型是這條譜線完全消失的點，然而現代的技術可以看見這條譜線仍然存在，只是非常微弱。因此，現在的定義是依據N IVλ4058與N IIIλλ4634-40-42的比率。MKK在1971年擴展到O9.7，在1978年擴展至O4，隨後引入添加O2、O3和O3.5的新分類。

光譜標準：

• O7V – 麒麟座S
• O9V – 蝎虎座10

B型
中的B型星。（創建者：ESO VLT）]]

B型星非常明亮，顏色是藍色。它們的光譜中有中性的氦譜線，並且在B2中最為明顯；另外也有溫和的氫線。虽然它们作為O型和B型星都非常有活力，但他們在主序带的時間都不長。因此，它们由運動造成相互作用的概率很低，除了速逃星之外，它們無法遠離形成的區域。

從O型過渡到B型，最初的定義是He IIλ2541消失。然而，以現在的設備，這條譜線在早期B型星光譜中仍然清晰可見。現在，對B型主序星由He I的紫光光譜強度來定義，最大強度對應於B2。對於超巨星，則使用Si IVλ4089和Si IIIλ4552來表示早期的B型星。相對於晚期B型的中間B型，以Si IIλλ4128-30定義其特徵；對於晚期B型，則以Mg IIλ4481相對於He Iλ4471的強度。被稱為[[Be星|"B(e)"或"B[e]"星]]的天體，具有獨特的中性或低電離的發射線。這被認為具有禁制機制，正在透過量子力學來理解所不允許的過程。

光譜標準：。

光譜標準：。超巨星經常在O型或B型（藍色）和K或M（紅色）之間游移。然而，因為這個區域對超巨星而言是不穩定的區間，因此它們雖然會在不同的光譜類型中變化，但黃超巨星存在的時間不會太久。

光譜標準：。

光譜標準：。

熱藍發射星
是一個發射線星系，在那裏形成了大質量且明亮的藍色恆星]]

一些非常熱和藍的恆星光譜顯示碳或氮的發射譜線，有時也有氧的發射線。

W型：沃夫–瑞葉星
拍攝的M1-67星雲的影像。在中心的是沃夫–瑞葉星WR 124]]

一旦將沃夫–瑞葉星视作O型恆星，而不另設W或WR型，它們就會因為光譜中缺乏氫線而引人注目。此外，它們的光譜被高電離的氦、氮、碳，有時甚至是氧的寬發射線所主導。一般認為，它們都是垂死的超巨星，氫殼層已經被恆星風吹走，從而直接曝露出熱的氦氣殼。根據其光譜（和外層）的氮和碳排放強度，W型還進一步分出子群。

W型的光譜範圍如下：

• WN，但大約有10%缺乏氫線，顯示W型光譜。這些是低質量恆星，為了與大質量的沃夫–瑞葉星有所區別，它們的光譜類型會封閉在中括號內，例如[WC]。

"斜槓"星
斜槓星是光譜中有類似WN譜線的O型星（名稱源自其光譜表示，例如"Of/WNL" 。）。

還發現有第二個次群組有這樣的光譜，一個更冷的"中間"群組："Ofpe/WN9"。

O型磁星
它們是擁有強磁場的O型恆星，標示為Of?p。

棕矮星是不會經歷氫融合的恆星，隨著年齡的增長而冷卻，因而發展出後來的這些光譜類型。棕矮星以M型光譜開始它們的生命，經過L、T、和Y的光譜型冷卻，期質量越小冷得越快；宇宙的年齡還不足以讓質量最大的棕矮星冷卻到Y型甚至T型光譜的矮星。因為對於不同L-T-Y型的恆星，不能給出明確的有效溫度或光度，這會導致光譜類型之間不能解決一些質量和年齡重疊的問題。。

L型
L型的名稱來自於它們的表面溫度比M型低，而L是按字母順序最接近M的。其中有些物體的質量大到足以支援氫融合反應，因此還算是恆星，但大多數都是次星體的質量，因而是棕矮星。它們的顏色是非常深的紅色，而在紅外線的波段最明亮。它們的大氣溫度夠涼爽，足以讓金屬氫化物和鹼金屬在光譜中突出。

由於巨星的表面重力低，一氧化钛和一氧化钒永遠不會凝結成固態。然而，這些L型的超巨星有可能通過恆星碰撞形成，例如麒麟座V838，在其亮紅新星爆發時異常明亮。因此，比矮星更大的L型恆星不會在孤立的環境中形成。

T型：甲烷矮星
T型矮星是涼爽的棕矮星，表面溫度大約在之間。它們的輻射峰值在紅外線，甲烷在光譜中很突出。雖然這一型的矮星已經建立模組 ，並且廣域紅外線巡天探測衛星（WISE）也在40光年的距離內檢測到。儘管還沒有明確定義的光譜序列，也還沒有原型，卻已經建議將幾顆棕矮星標示為Y0、Y1和Y2等類型。

這些潛在Y型天體的光譜在1.55微米左右顯示吸收。Delorme等人認為，此一特徵是由於氨的吸收，應該作為T-Y轉換的指標性特徵。事實上，這種氨吸收的特徵是定義此型的主要標準。

最新建議的Y型棕矮星是WISE 1828+2650，光譜為Y2型。最初估計的有效溫度溫度在300K左右，接近人類的體溫。然而，視差測量表明其光度與低於400K的溫度並不一致。 目前所知最冷的Y型矮星是WISE 0855–0714，其近似溫度為250K。

Y型棕矮星的質量範圍是9～25木星質量，但年輕天體的質量可能低於木星質量。這意味著Y型天體橫跨13木星質量的鈾融合極限，標誌著當前國際天文學聯合會棕矮星和行星之間的劃分。
|-
|sd
|此首碼（例如sdL0）代表次矮星，並且是低金屬和藍色。
|-
|β
|加上β後綴（例如L4β）的天體具有中等的表面重力。
|-
|γ
|加上γ後綴（例如L5γ）的天體具有低表面重力。
|-
|blue
|以blue後綴（例如L3blue）表示近紅外的L矮星沒有明顯的低金屬量而異常的藍。
|}

年輕的棕矮星因為有較大的半徑和較低的質量，因此與星場中類似光譜型的恆星比較之下，具有低表面重力。這些來源標有用於表示中間表面重力的β和低表面重力的γ。低表面重力指的是弱的CaH、K I和Na I線，以及強的VO線。首碼sd代表次矮星，並且只包括冷的次矮星。這些首碼顯示低金屬量和運動性質，更類似於暈星而不是盤星。後綴的red描述顏色紅色且老的天體，這不是解釋為低表面重力，而是高粉塵含量。已知有一些主序星是碳星，但絕大多數的碳星都是巨星或超巨星。碳星光譜有好幾個子分類：

• C-R –是舊有的分類（R），等同於晚期G型到早期K型的星。
• C-N –是舊有的分類（R），等同於晚期K型到早期K型的星。
• C-J – 碳星的子型，有高含量的13C。
• C-H – 第二星族星類比於C-R型的恆星。 analogues of the C-R stars.
• C-Hd –缺氫碳星，類似於晚期G型超巨星，具有CH和C2 的頻譜。

S型
S型星介於M型星和碳星之間，形成兩者之間的連結體。那些最類似M型的具有強大的，類似於有一氧化钛譜帶的M型星；最類似於帶有強D線和弱C2波段的碳星。S型星具有過量的鋯和經由S-過程產生的其它元素，並且擁有比類似的M型或碳星更豐富的碳和氧豐度。與碳星一樣，幾乎所有已知的類型都是漸近巨星支星。

光譜類型由字母和介於0至9之間的數字組成。此數字對應於溫度，大致遵循M型巨星的溫度表。最常見的類型是S3到S5。非標準型的S10型僅用在天鵝座χ（米拉型變星）極小值時。

基本型之後通常跟隨著遵循下列幾種方案之一的豐度數值度指示：

• S2,5：逗号後的數字是根據（ZrO）和一氧化鈦介於1和9之間的比率。
• S2/5：斜杠之後的數字是一種更新但不常見的方案，旨在表示碳與氧的比例，尺度為1到10，其中的0將是MS型星。
• S2 Zr4 Ti2：可以明確指示鋯和鈦的強度。
• S2*5：偶爾看到一個星號後面接著的數字。它表示的強度，尺度從1到5。

MS型和SC型：與碳星相關的中間型
在M型和S型之間，臨界的案例被命名為MS型星。以類似的方式，S型和C-N臨界的情況被命名為SC或CS。這一序列M→MS→S→SC→C-N被假設就是漸近巨星支中的碳星，並且隨著年齡的增加而增加碳豐度的序列。

白矮星的光譜型
類型D（源自英文字Degenerate）用於現代的白矮星光譜類型。白矮星是不再經歷核融合，並且體積已經縮小到類地行星的尺度，正慢慢冷卻中的低質量恆星殘骸。D型之下分為DA、DB、DC、CO、DQ、DX和DZ這些子群。這些字母與其他的恆星分類中使用的字母無關，而是指示白矮星可見的外層或大氣層的組成。

白矮星的類型如下：

• DA –大氣層或外層富含氫，光譜中有有強的氫巴耳末系譜線。
• DB –大氣層富含氦，光譜中有中性氦，也就是He I的譜線。
• DO –大氣層富含氦，光譜以He II的譜線為主，也可能有微弱的氫與氦原子譜線。
• DQ –大氣層有豐富的碳，光譜中有原子或分子的碳譜線。
• DZ –大氣層中富含金屬，顯示出金屬的光譜線（合併過時的白矮星光譜：DG、DK和DM）。
• DC –光譜中沒有前述各型特徵的譜線，也就是說光譜幾乎是連續光譜。
• DX –光譜線不夠清晰，還無法歸入前述分類的白矮星

在類型的後面會跟一個數字，給出白矮星表面溫度的範圍。這個數值是50400/ Teff，取四捨五入的整數結果。此處的Teff是以絕對溫度表示的有效溫度。1的溫度約在37,500K以上，9的溫度約為5,500K。最初，因為四捨五入就只有1到9，但最近開始使用分數值，所以可以有小於1 或大於9的數值。

出現多種上述光譜特徵的白矮星，可以用多個字母指示其光譜特徵。

提出一個使用羅馬數字的中子星分類系統：

• I型為質量較小，冷卻速率低的中子星
• II型為為質量較大，冷卻速率較高的中子星
• III型的中子星也具有較高的冷卻速率，可能為奇特星的候選者。質量越大的中子星，擁有的微中子通量越高。這些微中子帶走熱量與能量，僅僅幾年的時間，一顆孤立中子星的溫度就能從數十億下降到只有100萬K左右。這個提議的中子星系統不能與早期的西奇光譜和耶基斯的亮度類型混淆。

已被取代的光譜類型
一些非標準的光譜類型，以及在20世紀中葉以前所有的光譜標準星，在恆星分類系統的修訂過程中已經被取代。但它們可能仍然存在於舊版的恆星目錄中：R和N以改為C-R和C-N，歸入新的C型（碳星）。

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。

注釋
參考資料
相關條目

• 恆星演化
• 星协
• 金屬量
• 天體攝影儀
• 赫羅圖

外部連結

• [https://web.archive.org/web/20060524052848/http://www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm Spectral Classes]
• [http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Libraries of stellar spectra (Dpto. Astrofísica UCM, David Montes)]