【文章內(nèi)容簡介】 的主要光譜特征如下： O 型：藍 白色。紫外連續(xù)譜強。有電離氦 He＋ 、中性氦 He 和氫線 H；二次電離碳、氮、氧線較弱，代表性天體如獵戶 ? （中名伐三）。 B 型：藍 白色。氫線強，中性氦線明顯，無電離氦線，但有電離碳、氮、氧和二次電離硅線。如大熊座 ?（搖光）。 A 型：白色，氫線極強，氦線消失，出現(xiàn)電離鎂和電離鈣線，如天琴 ? （織女一）。 F 型：黃白色，氫線強，但比 A 型弱。電離鈣線大大增強變寬，出現(xiàn)許多金屬線。如仙后 ? （瑯一）。 G 型：黃色，氫線變?nèi)?，金屬線增強， 電離鈣線很強很寬。如太陽、天龍 ?（天 棓 三）。 K 型：橙色，氫線弱，金屬線比 G 型中強得多。如金牛 ? （畢宿五）。 M 型：紅色，氫化鈦（ Tio）分子帶最為突出，金屬線仍強，氫線很弱，如獵戶 ?（參宿四）。 R 和 N 型：橙到紅色。光譜同 K 和 M 型相似，但增加了很強的碳（ C2）和氰（ CN）的分子帶，又合稱為碳星，記作 C，如雙魚座 19 號星。 S 型：紅色。光譜同 M 相似，但增加了強的氫化鋯（ ZrO）分子帶，且常帶有氫發(fā)射線，如雙子 R。 應(yīng)該指出的是從現(xiàn)有的資料來看， 99%的恒星屬于 B、 A、 F、 G、 K、 M 型，而 O、 R、 N、 S 型的恒星甚少。 由于歷史的原因通常把 O、 B、 A 型稱為早型，K、 M 型稱為晚型，而 F、 G 型稱為中型。另外還有少數(shù)光譜不能歸入上述序列。 二 . 光度級 哈佛系統(tǒng)是以溫度為主要參量的一元分類法。 1940 年代美國天文學(xué)家摩根（ W. W. Man）和基南（ P. C. Keenar）提出了以溫度和光度為參量的二元分類法 ,其中溫度型沿用哈佛系統(tǒng)的符號，光度級分為 7 級，用羅馬數(shù)字表示。這 7級是 I－超巨星， II－亮巨星， III－正常巨星， IV－亞巨星， V 主序星（矮星），VI 亞矮星， VII－白矮星。超巨星又可細分為： Ia－最亮的超巨星， Iab－亮超巨 14 星， Ib－亮度較低的超巨星。在摩根－基南（ MK）系統(tǒng)中太陽的光譜型為 G2V。 現(xiàn)代常用的做法是在哈佛系統(tǒng)的光譜型記號的前、后加上一些符號，以把屬于同一光譜型但有不同物理特性的恒星區(qū)分開來。例如在光譜型記號之前加上小寫字母 d、 g、 c 分別表示矮星、巨星和超巨星（稱為威爾遜光度型系統(tǒng)，這時太陽為 dG2），在光譜型記號后加上小寫字母 p 表示光譜特殊的恒星， e 表示光譜中有發(fā)射線， s 表示譜線又窄又銳， n 表示譜線又寬又漫，以及 v 表示有變化的光譜等。如 Be 表示 B 型發(fā)射星。 恒星的光譜分析在天體物理學(xué)中占有最重要的地位，可以用來確定恒星的溫度、大小、質(zhì)量、密度、視向速度、自轉(zhuǎn)、距離及化學(xué)組成?？梢哉f迄今關(guān)于恒星性質(zhì)的知識絕大部分都來自對恒星光譜的分析。光譜分類實質(zhì)上是對恒星物理特性的估計，如果一顆星的光譜能排入光譜型序列，那么我們馬上可以推知它的一般物理特性而不必對光譜作詳細的測量。 167。1 5 色指數(shù)和色余 同一天體在任意兩個波段內(nèi)的星等差（短波段星等減長波段星等）稱為色指數(shù)。不同恒星表現(xiàn)出有很不相同的顏色，這是由于恒星在不同光學(xué)波段有著不同的輻射強度而引起的， 因而恒星的顏色就同色指數(shù)和色溫度密切相關(guān)。色溫度又稱分光光度溫度，是表征天體在某一波段的連續(xù)譜能量分布的物理量。如在某一波段中天體連續(xù)譜的能量分布與溫度為 Tc 的絕對黑體輻射譜相近，則定義 Tc 為該天體在這一波段的色溫度。如已知天體在 UBV 系統(tǒng)中的色指數(shù) (B－ V)，則該天體在 4500～ 5500 197。波段的色溫度可由下式算出 )( 7900??? VBTc 最常用的色指數(shù)是照相星等與目視星等之差 vp mm ? ，寬波段 UBV 三色測光系統(tǒng)則得出兩個獨立的色指數(shù) U－ B 和 B－ V。在現(xiàn)代天體物理工作中還用到其他一些形式的色指數(shù)，如 V－ R 等。當(dāng)色指數(shù) B－ V 是一個較大的正值時，說明光譜的藍 光段光度與目視光度相比顯得比較弱，恒星是紅色的（如獵戶 ? 的 B－ V＝＋ ）。相反，藍 星的 B－ V 就是負的，如仙王 ? 的 B－ V＝－ 。 B－ V 的數(shù)值決定了表面溫度的大小，對應(yīng)關(guān)系如表 13 所示。 給定光譜型恒星所固有的色指數(shù)稱為正常色，或內(nèi)稟色指數(shù)。正常色可以通過對近距星的測量求得，因為對這些恒星在目前觀測精度內(nèi)星際消光的影響可以 15 表 13 與色指數(shù) B－ V 相應(yīng)的恒星表面溫度 B－ V 表面溫度（ K） 18800 10800 8190 6820 5920 5200 4530 3920 3480 忽略不計。前面我們知道沒有星際消光影響時， A0 型星的 B 星等與 V 星等是相同的，所以對近距 A0 型星就有 C＝ B－ V＝ 0。 由于 星際空間消光物質(zhì)的存在（它們在銀道面附近密度最高，隨銀緯 b 的增高漸而稀少），星光通過星際空間時就會變紅，稱為星際紅化。這是因為星際消光物質(zhì)對星光的散射與波長有關(guān)，長波的散射小，短波的散射大，這種選擇散射效應(yīng)便得地球上觀測到的顏色比沒有散射時來得紅。如果以 A 表示消光量，則在 UBV 測光系統(tǒng)中對大部分天區(qū)來說存在關(guān)系： ) VBV AAA ?? （ (112) )()/()( ?????? VBVBBU AAAAAA (113) 正因為星際消光的量與波長有關(guān)，因而觀測得到的色指數(shù)與正常色指數(shù)不同。兩者之差稱為色余，用 E 表示。顯然對于不同的色指數(shù)就有不同的色余。例如對 U－ B 和 B－ V 系統(tǒng)來說，如以 0)( BU? 和 0)( VB? 表示內(nèi)稟色指數(shù)， 以)( BU? 和 )( VB? 表示觀測色指數(shù)， 則相應(yīng)的色余為： ??????? ??????00)()( )()( VBVBE BUBUEVBBU (114) 通常情況下由于星際紅化的關(guān)系，使天體顯得偏紅，色余為正，稱為正色余。這時色余與光線穿過的距離成正比。星周有塵埃色層以及紅移過大時也會出現(xiàn)正色余。對于一些非熱 輻射的天體，以及反射星云等，由于各自的原因色余為負，天體顯得過藍 ，這種現(xiàn)象稱為紫外色余。 16 顯然，利用色余就可以確定星際物質(zhì)對恒星的總消光量，比較式 (112)和式(114)的第二式，可以得到 VBV EA ?? (115) 如果我們由觀測得到 (B－ V)，通 過其他途徑（物理辦法）知道 0)( VB－ ，于是就可得出 VBE? ，再利用式 (515)，消光 Av 也就知道了。 167。1 6 質(zhì)光關(guān)系 恒星質(zhì)量和內(nèi)稟光度（絕對星等）之間所存在的重要關(guān)系，稱為質(zhì)光關(guān)系。這說明恒星內(nèi)部物質(zhì)的含量和內(nèi)部所產(chǎn)生的能量之間存在某種聯(lián)系。恒星質(zhì)量是恒星最重要的物理參量之一，也是恒星結(jié)構(gòu)和演化的決定因素。然而確定恒星質(zhì)量極為困難，目前可靠地確定恒星質(zhì)量只能通過雙星軌道運動的觀測和有關(guān)計算，然而質(zhì)光星系則開辟了另一條途徑。 絕大多數(shù)恒星光度在 410? L⊙ ～ 410 L⊙ 之間，少數(shù)亮星 )(8 5⊙LLM mv ??? ,以及也有比 )102(19 6 ⊙LLM mv ????? 光度更弱的恒星，所以恒星光度大小范圍可達1011 量級。 1920 年代，愛丁頓開創(chuàng)了關(guān)于恒星結(jié)構(gòu)的研究，更從理論上導(dǎo)出了以下質(zhì)光關(guān)系 ?kL? (116) 這兒 ? 為恒星質(zhì)量（以區(qū)別于視星等 m）， k 為一常數(shù)，這個關(guān)系一方面為確定恒星質(zhì)量提供了一條重要途徑，也為研究恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)及各種理論模型提出了一個判據(jù)。 觀測資料表明， 90％的主序星都遵循相當(dāng)確定的質(zhì)光關(guān)系 )6( )6( mbmbMM MM ???? ???? ?? bM 為恒星的絕對熱星等。 實際上熱光度（絕對熱星等）的測定是很困難的，因為必須觀測天體的全部電磁電波才能得出熱光度 bL ，而這往往不可能做到。一條途 徑是對天體的能譜分布作一定的假設(shè)，然后從某些觀測波段的流量以推算 bL ，不過其結(jié)果很可能有較大的誤差。 17 觀測資料又表明 恒星的半徑與它的光度（即與質(zhì)量）之間有一定的關(guān)系，稱為質(zhì)徑關(guān)系 (massradius relation)，又考慮到斯忒藩－玻耳茲曼公式 42 4 eb TRL ??? （ Lb－熱光度， R－半徑， Te－有效溫度， ? 為斯－玻常數(shù)），故又有質(zhì)量和溫度間的關(guān)系，稱為質(zhì)溫關(guān)系 (masstemperature relatrom)。 HR 圖 上不同光度型（星序）的恒星有不同統(tǒng)計性質(zhì)的質(zhì)光關(guān)系，表 15 中給出了 I（超巨星）、 III（巨星）、 V（矮星）三種光度級 的 不同 光譜型（溫度）恒星的 質(zhì)量－半徑－光度 關(guān)系。 表 15 恒星的質(zhì)量－半徑－光度關(guān)系 167。1 7 視差、自行和視向速度 一 . 視差 從兩個不同位置觀測同一目標兩視線方向的差異稱為視差，天文學(xué)上稱天體（恒星）對地球公轉(zhuǎn)軌道半徑的張角為周年視差，簡稱視差。顯然，天體離太陽越遠，視差越小，如果設(shè)法測出天體的視差 ?，就可以求得天體的距離 r。如 ?以 18 角秒為單位，距 離以秒差距為單位，則可以有簡單關(guān)系（因為恒星很遠）： r1 ＝? (117) 正因為有上述簡單關(guān)系，天文學(xué)上往往把視差看作是距離的同義語。太陽系范圍內(nèi)常用距離單位為 AU，太陽系附近區(qū)域用光年或秒差距，銀河系天文學(xué)中常用kpc，而宇宙大尺度結(jié)構(gòu)則用 Mpc 為單位。 在天文學(xué)上，天體距離（視差）測定有著極其重要的物理意義，它涉及到許多天體物理絕對量的確定，如質(zhì)量、內(nèi)稟光度、線尺度、線速度、流量等等。但天體距離因其遙遠 而難以精確測定，以至相對精度 20%就可以了。利用地球公轉(zhuǎn)測量恒星距離的范圍最遠約為幾百 pc，這種用幾何（三角關(guān)系）辦法測得的視差稱為三角視差。更遠距離的天體三角視差辦法不再有效，需用其他辦法，如光度視差、速度視差、統(tǒng)計視差等等，鑒于它們的重要性，我們將在第二章作較詳細的介紹。 二 . 自行和視向速度 為了觀察天體的空間運動 V，可以把 V 分解為沿視線方向和與視線正交方向兩個分量，前者稱為視向速度 Vr，后者為切向速度 TV ， TV 可進 一步分解為沿恒星所在處的赤經(jīng)、赤緯分量 ),( ?? VV 。設(shè)恒星距離為 r，令 rVT ?? ， ? 稱為恒星自行，其兩個分量為 )( ) ,c o s( ???? ??? VVVV Tr ，、通常以 km/s 為單位，而ms/yr ),( 以?? ?? 或 mas/yr 為單位。 恒星的視空間運動由兩部分組成，其一是太陽運動引起的恒星相對運動，第二是恒星本身的運動，稱為本動。盡管恒星本動速度可達每秒幾十公里甚至更高，但由于距離十分遙遠 ，反映出恒星在天球表面的視運動（自行）通常是個小量。以目前已知自行最大的巴納德星來說， yr/ || ???? ，至于遙遠的河外星系，自行就更小了，甚至可以認為自行為零，從而構(gòu)成天文學(xué)上很有用的靜止 (慣性 )參考系。 視向速度是天體沿觀測者視線方向的運動。 Vr 可以利用光譜線的多普勒效應(yīng)來加以測定。 設(shè)在天體處靜止參考系中發(fā)射的光子頻率為 0? ，觀測到的頻率為： 0)1( ???? ?? (118) 19 式中 ????????? 212 )1(/??? cVc (119) c 為光速，當(dāng) 1 1 ＝，時， ?? ????cVc，式 (118)簡化為： 0)1( ??? ?? (120) 或 00 ????? ????? (121) 由于波長 ?? /c? ，由 式 (121)可導(dǎo)出 00 ???? cV r???? (122) 當(dāng)天體遠離我們的運動時， ??為正，譜線向紅端移動；反之，當(dāng)天體趨近我們運動時， ??為負，譜線向藍 端移動。通常定義天體紅移 z 為： 0/????z (123) 測量若干條天體光譜線的波長并與地面實驗室中相應(yīng)的靜止波長相比，就可以確定紅移 z，并經(jīng)改正地球公轉(zhuǎn)速度（～ 30km/s）和自轉(zhuǎn)速度（赤道處～ km/s）后歸算到日心視向速度。 Vr 可以很精確， ?1km/s 已不難做到。事實上 Vr 的測定精度與目標天體的視亮度（視星等）有關(guān)，天體越亮，越可以獲