恒星光谱分类

通过恒星光谱中谱线的模式对其进行分类，产生了从炽热蓝色O型星到凉爽红色M型星的常见序列，这种分类结果表明是按表面温度进行的排序。

Definition

恒星光谱分类是根据恒星光谱的特征，主要是吸收线的存在和强度，对恒星进行系统性分类的方法，这主要反映了它们的表面温度，其次是光度。

Scope

本主题涵盖了哈佛光谱序列及其温度排序、解释谱线强度随温度变化的萨哈电离方程、摩根-基南系统中增加的光度维度，以及该序列向凉爽褐矮星和特殊类别的扩展。

Core questions

• 恒星是如何被分类为光谱类型的？
• 为什么光谱序列能追踪温度？
• 光度等级增加了哪些额外信息？
• 分类序列延伸到什么程度？

Key concepts

• 光谱类型 OBAFGKM
• 萨哈方程
• 光度等级
• 摩根-基南系统
• 电离和激发
• 褐矮星类别
• 光谱标准

Key theories

温度序列和萨哈方程

哈佛序列OBAFGKM根据吸收线的强度对恒星进行排序；萨哈电离方程表明，这些强度通过原子的电离和激发而依赖于温度，因此该序列本质上是一个温度标尺。

二维MK分类

摩根-基南系统在温度类型旁边增加了从超巨星到矮星的光度等级，利用对压力敏感的谱线特征来区分相同温度但不同大小的恒星，从而将每颗恒星独特地放置在赫茨普朗-罗素图上。

Mechanisms

恒星大气的温度决定了其原子如何电离以及电子如何在能级之间分布，这反过来又决定了哪些吸收线出现以及它们的强度。较热的恒星显示电离氦和弱氢线，中等温度的恒星显示强氢线，而较冷的恒星显示中性金属和分子带，从而产生了有序的光谱序列。

Clinical relevance

光谱分类提供了对恒星温度和光度的快速、标准化估计，组织了数百万颗恒星的目录，为恒星参数的校准提供了基础，并且是赫茨普朗-罗素图和恒星物理学赖以建立的历史基础。

History

坎农在哈佛大学对数十万颗恒星进行了分类，建立了光谱序列；萨哈1920年的电离理论和佩恩1925年的论文揭示了它是一种温度排序；摩根、基南和凯尔曼在他们1943年的星图集中增加了光度维度，创建了现代MK系统。

Key figures

• Annie Jump Cannon
• Cecilia Payne-Gaposchkin
• Meghnad Saha
• William Wilson Morgan

Seminal works

• morgan1943
• payne1925

Frequently asked questions

序列OBAFGKM是什么意思？

它是从最热到最冷恒星的光谱类型顺序；每个字母代表一个表面温度范围，O型星最热最蓝，M型星最冷最红，这个序列通常通过助记符来记忆。

为什么两颗相同温度的恒星会得到不同的分类？

相同温度的恒星在大小和表面重力上可能有所不同，这会微妙地改变对压力敏感的谱线；MK光度等级捕捉了这一点，例如，区分了相同光谱类型但不同大小的巨星和主序矮星。