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三分钟，带你认识恒星的光谱分类
简介： 光谱分类是根据光球温度极其相关的光谱特征对恒星进行分类，光球温度由维恩的位移定律来分类。赛奇光谱分类将行星分为5类，哈佛光谱分类将行星分为7类。
在天文学中，光谱分类最初是根据光球温度及其相关光谱特征对恒星进行分类，然后根据其他特征进行细化。
利用魏因位移定律可以对恒星温度进行分类，但这不适用于遥远的恒星。恒星光谱学提供了一种根据吸收线对恒星进行分类的方法；特定的吸收线只有在一定的温度范围内才能被观察到，因为只有在该范围内才有相关的原子能级。一个早期的方案（从19世纪）将恒星从A到Q排列，这是目前使用的光谱类的起源。
赛奇光谱分类
在19世纪60年代和19世纪70年代，开创性的恒星光谱学家之父安杰洛·塞奇创建了塞奇光谱分类法，以便对观测到的光谱进行分类。这些分类将恒星分为以下几类：
Ⅰ类：白色和蓝色恒星，具有宽而重的氢线，如织女星和牛郎星。这包括现代的A级和早期的F级。
Ⅰ类，猎户座亚型：Ⅰ类的一个亚型，这在较宽的谱带上有较窄的谱线，如参宿七和γ猎户座。用现代术语来说，这相当于早期的B型恒星。
图解：参宿七 图源：wjbaike
II类：黄星-氢不太强，但有明显的金属线，如大角星和五车二。这包括现代G级和K级以及晚期F级。
图解：大角星 图源：wjbaike
III类：橙色到红色恒星，具有复杂的波段光谱，如参宿四和心宿二。这相当于现代的M类。
IV类：红星（碳星），具有显著碳带和碳线的。
图解：碳星 图源：wjbaike
V:类：发射线星，如γ-仙后座和β-天琴座。
19世纪90年代末，这种分类法开始被哈佛分类法所取代。
哈佛光谱分类法
哈佛分类系统是一个一维分类系统。从根本上讲，这些类表示恒星大气的温度。
恒星级的颜色非常接近人眼实际感知到的颜色。相对大小适用于主序星或“矮”星。
尽管光谱分类顺序的记忆法有很多变体，一个流行的方法是“哦，别害怕，女孩/男孩，吻我”
赫茨普拉格·罗素图将恒星分类与绝对星等、光度和表面温度联系起来，为分析恒星提供了有用的工具。
主序列是从左上角到右下角的一个突出的对角线带。
光谱O类
光谱O类恒星的温度非常高，也是非常明亮的，呈蓝色；事实上，它们的大部分输出是在紫外线范围内。这些特征在所有主星序中是最稀有的，有这些特征的恒星在太阳系附近的主星序中只占300万分之一。这些恒星输出的吸收线占主导地位，有时也有He-II线、突出的电离线（Si-IV、O-III、N-III和C-III）和中性氦线，从O5到O9逐渐增强，以及突出的氢-巴尔默线，尽管不如后面的类型强。O类恒星体积巨大以至于燃烧氢燃料的速度非常快，是第一批离开主序列的恒星。
示例：泽塔·奥里奥尼斯 泽塔·布皮斯 兰巴·奥里奥尼斯 德尔塔·奥里奥尼斯
光谱B类
光谱B类恒星非常明亮，呈蓝色。它们的光谱中有在B2亚类中最为突出的中性氦和中等氢线。电离金属线包括Mg II和Si II。由于O类和B类恒星过于强大，只能存在很短的时间，因此它们不会偏离它们形成的区域很远。它们约占太阳附近主序星的1/800。
示例：参宿七，角宿，明亮的昴宿星
光谱A类
光谱A类恒星是比较常见的裸眼恒星之一，呈白色或蓝白色的。它们有很强的氢线，最大值为A0，也有电离金属线（Fe-II，Mg-II，Si-II），最大值为A5。因为这个原因，Ca II线的存在明显加强。A类恒星约占太阳附近主序星的1/160。
例如：织女星、天狼星、天津四
图源：wjbaike
光谱F类
F类恒星具有Ca II的加强H线和K线。中性金属（Fe-I，Cr-I）在F类恒星后期开始在电离金属线上增长，其光谱特征是氢线和电离金属较弱，颜色呈白色。这些F类恒星代表了太阳附近主序星的1/33。
示例：阿拉基斯、老人星、南河三
光谱G类
如果仅仅因为我们的太阳是属于这一类，G类恒星可能是最著名的。最显著的是Ca II的H线和K线，它们在G2处最为显著，它们的氢线甚至比F类恒星弱，但除了电离金属外，它们还有中性金属。CH分子的G带有一个明显的尖峰。G星代表了太阳系中主序星的1/13。
例如：太阳、半人马座α星、五车二、天仓五
图解：太阳 图源：wjbaike
光谱K类
K类恒星是橙色的，比太阳略冷。一些K类恒星是巨星和超级巨星，如大角星，而另一些像半人马座αB是主序星，它们存在的时候会发出非常弱的氢线，而且大部分是中性金属（Mn I，Fe I，Si I）。
示例：半人马座阿尔法B、埃普西隆·埃里达尼、大角星、毕宿五
光谱M类
到目前为止，M类是最常见的类。太阳附近的主序星中，约76%是红矮星。大多数M类恒星同时也是巨星和一些超级巨星，如心宿二和参宿四，以及米拉变星。晚期的M星系群拥有更热的褐矮星，它们在光谱上高于L型褐矮星。
图解：心宿二 图源：wjbaike
作者: enchantedlearning
FY: 陈星雨
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