恒星的光谱和赫罗图
合集下载
盖亚任务、宇宙微波背景辐射、星际消光与红化、多普勒效应、赫罗图
宇宙背景辐射
宇宙背景辐射是来自宇宙空间背景上的各向同性或者黑体 形式和各向异性的微波辐射，也称为微波背景辐射。 有一个很令人头痛的问题在困扰这物理学家们，宇宙到底是 如何演化的。那是有两大派系，一派认为宇宙是一个稳恒的 存在，不会变大也不会变小，而另一派认为宇宙是起源于一 次大爆炸，大爆炸之后宇宙一直是在动态演化中的。那时候 似乎大爆炸似乎不太靠谱，因为按照这个「大爆炸」的逻辑， 我们现在应该能够观测到大爆炸的余热，然而大家暂时还没 找到。 二十世纪中叶，有两位非常厉害的工程师（Arno Penzias 和 Robert Wilson），他们做了一台很大的天线。但是，在调试 天线的过程中，却发现无论天线朝向哪个方向，都有一个一 模一样的很讨厌的背景噪声。起初大家以为是天线上的鸟粪 造成的，但是大家清理了鸟粪，检查的各个地方，最后这个 背景噪声还是消不去。
2014年日、月食
2014年有两次月食和两次日食，值得我们重点关注的 是10月8日的月全食。
一、4月15日月全食
2014年的第一次月食发生在4月15日，月亮位于室女座位置，主 要可见于西半球。如下图，北美洲，南美洲大部分地区可见到月 食的全过程。在我国，仅有东北部东南部部分地区（台湾，江苏， 浙江，福建，山东省部分地区，图中P4~U4）可于月亮升起时可 见半影月食, 月亮带半影月食而出，不过食分已经很小，而且月 亮很低，肉眼无法察觉。其余地区均不可见。 此次月食最大本影食分是1.2907。月亮的视直径接近平均值，因 为月食时月亮接近远地点（4月8日22:53）和近地点（4月23日 8:28）的中间。这是2014-2015年间4次连续月全食的第一次。
二、4月29日日环食
2014年第一次日食发生在4月29日，月亮位于白羊座南部。这 是一次比较罕见的日食，因为月亮伪本影的轴心并没有投射在 地球上，只有边缘擦过地球，称为“非中心食”。具体有多罕见 呢？从公元前2000年到公元3000年上下五千年，发生3956次日 环食中只有68次（1.7%）是这种情况。不过罕见归罕见，实际 观测并没有什么意义。这次只有南极洲极小区域可见日环食。 月球伪本影的北侧在北京时间13:57:35开始接触到南极洲，六 分钟后14:03:25达到最大食（月球影轴距离地心最近）。又一个 六分钟后的14:09:36，伪本影离开地表，日环食结束。可见环食 的地区位于南极洲东部一个D形小区域 而可以看见日偏食的地区则大得多，包括印度洋南部、印 度尼西亚南部边带以及澳大利亚全境。澳大利亚主要城市的偏 食详情可以点这里，包括初亏、食甚、复圆的时间，太阳的高 度角、方位角、食分和掩盖面积比等信息。
恒星结构
L
H. R. Russell
T
1911年，丹麦天文学家 Ejnar Hertzsprung(赫兹普隆) 把同一个星团的每一颗恒星 的亮度对色指数创制成一张 图。
E. Hertzsprung
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
从赫罗图得到的结论
恒星可被分为几类 多数恒星处于主序带 少数属于红巨星带 极少数属于白矮星带
Sir Arthur S. Eddington
Coulomb barrier for charged-particle reactions
热核反应原理
Einstein质量-能量关系：E＝mc2 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z, N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
对流传热的物理过程
热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循 环和热量的传递。
对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用。
对流平衡下的温度
dT 1 T dP (1 - )( )( ) dr P dr
—绝热指数
3. 物态 (Physical State) 气体内部的总压强主要由两部分组成： 气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐 射压强 P＝Pg ＋ Prad 非简并气体 (non-degenerate gas) 理想气体状态方程 Pg＝nkT＝ kT/mmH 其中m : 平均分子量 ，mH : H原子质量 对完全电离等离子体： Pg＝ kT (2X＋3Y/4＋Z/2 ) /mH 辐射压Prad＝aT4/3
产能率e,
和不透明度k等。
标准太阳模型 (The Standard Solar Model)
天文学导论二
G
K
6,000
4,000
黄
红橙
重元素一次电离线，中性金 属线
中性金属线，重元素一次电 离线
M 3,000 红 中性金属线，分子带 每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。太阳的光谱型 为G2 。
恒星的颜色
不同光谱型恒
星的辐射能量 比较
Digital Stellar Spectra
A9-O5 main
(1) 定义 古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先 创立了表征恒星亮度的星等系统（1星等 ~ 6星等）。 星等值越大，视亮度越低。
天文学家在此基础上建立了星等系统，定义星等相 差5等的天体亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮 度相差 (100)1/5=100.4≈2.512倍。 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为 F1/F2 = 10-0.4 (m1-m2) m1－m2=－2.5log (F1/F2) 或m =－2.5log (F/F0)，其中F0为定标常数。
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
光谱型 O B A F
表面温度(K) 30,000 20,000 10,000 7,000
颜色 蓝 蓝白 白 黄白
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
0.55
0.40 0.21
0.65
1.0 1.7
6,000
4,620 3,000
Betelgeuse(参宿四) B-V=1.85，星表温度 3100K
大火(Antares,蝎子座α) B-V=1.87，主星表面温度3400K 带一个B光谱型的矮伴星
恒星光谱表
恒星光谱表主序星：O、B、A、F、G、R、K、N、MO末期：O、J（碳氮星）、S、SC、MS、C（碳星）、氮星、钡星、甲烷星、无氢星恒星残骸：D（白矮星）、Q（中子星）、X（黑洞）沃尔夫拉叶星：WC（碳序）、WN（氮序）、WO（氧序）、WNC（氮碳序）、WCO（碳氧序）、WNO（氮氧序）其它恒星：Ap（G-O）、Mnp（A-O，汞锰星）、Va（F-B）、Ve（M-F，耀星）、BSS（蓝离散星）天文望远镜的存在开启了天文学的高速发展，因为高质量光谱和图像的存在，让人们对天文学的认知进行了大幅的跨越。
今天，我们写一篇简短的科普小文章，来领略一下恒星的观测光谱带来的魅力。
中古世纪的时候，人们对恒星的认知还仅仅存在于天空中发光发热的天体，但是到了现在，人们已经对恒星物理的认知已经深刻到能够描述恒星完整的一生。
当然，受限于现在天文观测技术的限制，我们能够观测的恒星还都局限于银河系中。
当然，从我们最最熟悉的黑体辐射开始。
什么是黑体辐射？简单的一句话：辐射的能量只依赖于温度这一个物理参数。
而恒星的观测光谱几乎都可以使用简单的黑体辐射来描述，当然，光谱中的发射线、吸收线等特征等不算在黑体辐射的考虑范围之内。
比如我们的太阳的辐射光谱可以使用一个简单的温度为5900K的黑体辐射来描述。
太阳辐射光谱既然恒星的光谱可以使用黑体辐射来描述，那么基于温度的不同，恒星被分为如下7个大类，每类中又包含有不同的小类。
读大学时，我们的老师告诉了我们一个很好记的英语句子：Oh，Bob, A Fine Gile Kissed Me! 于是就记住了恒星光谱分类的7大类：O、B、A、F、G、K、M。
从O型恒星到M型恒星，温度逐渐降低，而我们的太阳处在G型恒星类中。
由于黑体辐射的特点，从O类恒星到M类恒星，其辐射光谱的最高值对应的辐射频率逐渐向红端移动。
当然，随着天文学的进展，除了这7大类恒星外，还有一些其它的特殊的类型，比如W-型恒星（Wolf-Rayet星）、C型恒星（Carbon Star）、S型恒星（Sub-Carbon star）等但是这些类型的恒星树木过于稀少，这里不做讨论。
天体物理学复习提纲
天体物理学复习提纲
一、 名词解释 1. 视星等；为考察星体的目视亮度，把最亮的星做为 1 等星，肉眼都能看见的做为 6 等星， 这就是视星等 2. 绝对星等；10pc 处恒星的视星等 3. 视差： 观测者在两个不同位置看到同一个天体的方向之差称为视差。 测量出天体的视差， 就可以确定天体的距离。 4. 光度：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。 5. 天文单位（AU）；一个日地距离为 1AU。天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测 量太阳系内天 体之间的距离的基本单位。 6. 大气窗口；电磁波通过大气层较少被反射、吸收和散射的那些透射率高的波段成为大气 窗口。通常 把太阳光透过大气层时透过率较高的光谱段称为大气窗口。 7. 黑体：能吸收所有外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。 8. 谱线红移：远离观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长。 9. 切连科夫辐射：高速荷电粒子在介质中穿行时，如果粒子速度大于介质中的光速，就会 产生一种特殊辐射，它具有明显的方向性和强偏振等特点，这种电磁辐射称为切连科夫 辐射 10. 秒 差 距 ： 是 最 标 准 的 测 量 恒 星 距 离 的 方 法 ， 建 立 在 三 角 视 差 的 基 础 上 。 d=1/p, 1pc=3.26ly。 11. 色差： 色差是指由于不同颜色光折射率不同， 在光学上透镜无法将各种波长的色光都聚 焦在同一点 上的现像。 12. 望远镜： 望远镜在收集电磁波的信息中起收集光子和成像两种作用， 按照成像原理主要 分为折射式和反射式两种。 13. 宇宙线：是由来自外太空的高能粒子射线。主要由核子构成，其中包括约 90%质子+9% 氦核+1%电子+ 少量的重核，γ射线和超高能中微子也构成一小部分宇宙射线。 14. 引力波：引力波是时空曲率的扰动以行进波的形式向外传递（由星体或星系中辐射出 来）。 15. 激光干涉引力波天文台（LIGO）；是美国分别在路易斯安那州的列文斯顿和华盛顿州的 汉福德建造的 两个引力波探测器。采用迈克耳孙干涉仪和法布里‐珀罗干涉仪的原理。 16. （恒星） 色指数； 利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。 需要使用两种不同的滤镜， U 和 B 或 B 和 V，依序测出目标物的光度。 17. 恒星的赫罗图； 赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图， 赫罗图的纵轴是光度与绝对 星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。 18. 主序星；主序星在可显示恒星演化过程的赫罗图上，是分布在由左上角至右下角，被称 为主序带上的恒星。燃烧氢。 19. 宇宙距离阶梯；恒星‐星系‐星系群‐星系团‐超团 20. 造父变星；一种周期性脉动的变星，它的光变周期与绝对星等的变化具有确定的关系， 即周光关系。 21. 造父变星的周期‐光度关系； 指造父变星具有的光变周期和绝对星等之间的关系。 可以 通过造父变星的光变周期求得绝对星等，进而求出距离模数，最终求得造父变星的距离。 22. 白矮星；是由电子简并物质构成的小恒星，密度极高，微弱的光度则来自过去储存的热 能。质量上限为 1.4 个太阳质量。 23. 中子星；是恒星演化到末期，经由引力坍缩发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点
一、 名词解释 1. 视星等；为考察星体的目视亮度，把最亮的星做为 1 等星，肉眼都能看见的做为 6 等星， 这就是视星等 2. 绝对星等；10pc 处恒星的视星等 3. 视差： 观测者在两个不同位置看到同一个天体的方向之差称为视差。 测量出天体的视差， 就可以确定天体的距离。 4. 光度：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。 5. 天文单位（AU）；一个日地距离为 1AU。天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测 量太阳系内天 体之间的距离的基本单位。 6. 大气窗口；电磁波通过大气层较少被反射、吸收和散射的那些透射率高的波段成为大气 窗口。通常 把太阳光透过大气层时透过率较高的光谱段称为大气窗口。 7. 黑体：能吸收所有外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。 8. 谱线红移：远离观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长。 9. 切连科夫辐射：高速荷电粒子在介质中穿行时，如果粒子速度大于介质中的光速，就会 产生一种特殊辐射，它具有明显的方向性和强偏振等特点，这种电磁辐射称为切连科夫 辐射 10. 秒 差 距 ： 是 最 标 准 的 测 量 恒 星 距 离 的 方 法 ， 建 立 在 三 角 视 差 的 基 础 上 。 d=1/p, 1pc=3.26ly。 11. 色差： 色差是指由于不同颜色光折射率不同， 在光学上透镜无法将各种波长的色光都聚 焦在同一点 上的现像。 12. 望远镜： 望远镜在收集电磁波的信息中起收集光子和成像两种作用， 按照成像原理主要 分为折射式和反射式两种。 13. 宇宙线：是由来自外太空的高能粒子射线。主要由核子构成，其中包括约 90%质子+9% 氦核+1%电子+ 少量的重核，γ射线和超高能中微子也构成一小部分宇宙射线。 14. 引力波：引力波是时空曲率的扰动以行进波的形式向外传递（由星体或星系中辐射出 来）。 15. 激光干涉引力波天文台（LIGO）；是美国分别在路易斯安那州的列文斯顿和华盛顿州的 汉福德建造的 两个引力波探测器。采用迈克耳孙干涉仪和法布里‐珀罗干涉仪的原理。 16. （恒星） 色指数； 利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。 需要使用两种不同的滤镜， U 和 B 或 B 和 V，依序测出目标物的光度。 17. 恒星的赫罗图； 赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图， 赫罗图的纵轴是光度与绝对 星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。 18. 主序星；主序星在可显示恒星演化过程的赫罗图上，是分布在由左上角至右下角，被称 为主序带上的恒星。燃烧氢。 19. 宇宙距离阶梯；恒星‐星系‐星系群‐星系团‐超团 20. 造父变星；一种周期性脉动的变星，它的光变周期与绝对星等的变化具有确定的关系， 即周光关系。 21. 造父变星的周期‐光度关系； 指造父变星具有的光变周期和绝对星等之间的关系。 可以 通过造父变星的光变周期求得绝对星等，进而求出距离模数，最终求得造父变星的距离。 22. 白矮星；是由电子简并物质构成的小恒星，密度极高，微弱的光度则来自过去储存的热 能。质量上限为 1.4 个太阳质量。 23. 中子星；是恒星演化到末期，经由引力坍缩发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点
天体与地球第三章恒星
12
恒 星 的 体 积 与 密 度
13
（6）距离 ① 三角视差法测距
② 造父变星的周光关系测距 a. 造父变星： 是高光度周期性脉动变星，光度曲线和 光度周期非常稳定，可作为宇宙的量天尺
----标准烛光。 b. 造父变星的周光关系： 光度周期（天）与绝对星等之间呈线性 函数关系。
14
三角视差法测距
① 主序星 几万亿年 ② 白矮星 核心区＜8千万K，氦不燃烧
核——电子简并收缩形成He白矮星 外层H——行星状星云 （2）＜0.07M日恒星的演化 为褐矮星，无热核聚变，仅有2H捕获 质子反应，几百万年2H耗尽，星体收缩， 呈简并固（液）态。释热后变成黑矮星。
55
4．超大质量恒星（> 8 M日）的演化 ----超新星、脉冲星与中子星
的恒星，体积越大，总辐射流量（光度）
越大，绝对星等越小。
9
（2）表面温度与恒星的光谱分类
①表面温度（有效温度）：40000-3000K
②哈佛光谱分类
光谱型 ： O、B、A、F、G、K、M
蓝白
黄红
次型 ： 每个谱型可分10个次型
③恒星光谱二元分类
哈佛光谱分类 + 光度级
太阳G2V ；黄色次二型；5770K；矮星
69
II
型 超 新 星
70
中 子 星 模 型
71
（2）脉冲星 ①脉冲星----射电天天学巨大发现 1976年剑桥卡文迪许实验室休伊什和贝尔 发现脉冲射电源，间隔1.3373秒，持续0.025 秒，“小绿人” →脉冲源→脉冲星 ②脉冲星模型----极高速旋转的致密天体
（3）中子星 ①中子星的预言和发现
③ 旋转中等，核心与包裹星云分离
—行星系统
恒 星 的 体 积 与 密 度
13
（6）距离 ① 三角视差法测距
② 造父变星的周光关系测距 a. 造父变星： 是高光度周期性脉动变星，光度曲线和 光度周期非常稳定，可作为宇宙的量天尺
----标准烛光。 b. 造父变星的周光关系： 光度周期（天）与绝对星等之间呈线性 函数关系。
14
三角视差法测距
① 主序星 几万亿年 ② 白矮星 核心区＜8千万K，氦不燃烧
核——电子简并收缩形成He白矮星 外层H——行星状星云 （2）＜0.07M日恒星的演化 为褐矮星，无热核聚变，仅有2H捕获 质子反应，几百万年2H耗尽，星体收缩， 呈简并固（液）态。释热后变成黑矮星。
55
4．超大质量恒星（> 8 M日）的演化 ----超新星、脉冲星与中子星
的恒星，体积越大，总辐射流量（光度）
越大，绝对星等越小。
9
（2）表面温度与恒星的光谱分类
①表面温度（有效温度）：40000-3000K
②哈佛光谱分类
光谱型 ： O、B、A、F、G、K、M
蓝白
黄红
次型 ： 每个谱型可分10个次型
③恒星光谱二元分类
哈佛光谱分类 + 光度级
太阳G2V ；黄色次二型；5770K；矮星
69
II
型 超 新 星
70
中 子 星 模 型
71
（2）脉冲星 ①脉冲星----射电天天学巨大发现 1976年剑桥卡文迪许实验室休伊什和贝尔 发现脉冲射电源，间隔1.3373秒，持续0.025 秒，“小绿人” →脉冲源→脉冲星 ②脉冲星模型----极高速旋转的致密天体
（3）中子星 ①中子星的预言和发现
③ 旋转中等，核心与包裹星云分离
—行星系统
4.恒星
三、主序星、红巨星、白矮星、中子星和黑洞
根据恒星在赫罗图上的位置，可分为主序星、红巨星、 超巨星、白矮星等几类，同时这种分类其实反映了 恒星的演化过程。 白矮星、中子星和黑洞是极为致密的恒星，同时也是 恒星演化的晚期产物。
赫罗图，又叫做光谱-光度图。
以恒星的光谱型（或温度）为横坐标，以它的光度 （或绝对星等）为纵坐标。
4.谱线红移测距法： 正在远离我们的遥远星系的光谱谱线偏离正 常频率位置而向红端移动。红移量与其距 离呈一定关系。Z＝Hd/c 难点：哈勃常数的确定。
三、恒星大小及其测定
1.月掩星法： 适用于有一定角直径且在白道附近的恒星。 2.干涉法： 适用于有一定角直径但不在白道附近的恒星。 这两种都先得出角直径，再配合距离，算出线直径。 3.光度法： 根据光度和表面温度，计算表面积，再算半径大小。 恒星的大小常以太阳半径做单位。恒星体积相差极为 悬殊。
M16（鹰状星云）
猎户座星云中的五个正在形成的恒星
二、主星序阶段 恒星一生中停留时间最长的阶段。 质量依然是恒星演化最主要的性质，决定了 恒星的结构，以及在此阶段停留的时间。
三、晚期演化阶段 1.小质量恒星 2.中等质量恒星 3.大质量恒星 4.密近双星
脉冲星：快速自转的中子星，被称作“宇宙灯塔”。
黑洞：理论预言中的一种天体，其强大的引力甚至使得它发射 的辐射都不能脱离自身，因而不能被“看”到。
白矮星、中子星和黑洞都属于致密星，恒星演化到了晚期的存 在形式。
第五节 恒星的形成和演化
一、形成阶段 1.引力干扰阶段：星际物质——星云 2.引力塌缩阶段：星云——星胚 3.快收缩阶段：星胚——原恒星 4.慢收缩阶段：原恒星——恒星
四、恒星质量及其测定 双星可直接测定。 单星用质光关系测定。
11_恒星的测量
?黑体blackbody能够在任何温度下全部吸收任何波长的辐射的物体理想模型?黑体辐射公式planck温度为t的黑体单位面积在单位时间单位频率内向单位立体角发射的能量为122?c大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示不同温度黑体的辐射谱13kthehtbstefanboltzmann定律单位面积黑体辐射的能量l4r2t4其中stefanboltzmann常数567108js1m2k4恒星的温度黑体辐射的维恩定律t1maxwien定律黑体辐射最强处的波长max与温度之间的关系为maxt2897790nmk高温黑体主要辐射短波蓝端
得仙女座大星云M31的距离为75万光年(现在认 为应是220万光年) ★天琴座RR变星：它们光变周期不同，但绝对 星等都在+0.5等左右
★新星、超新星
作为测距的“标准烛光”：
新星 极大光度～ -7.6等 超新星 SNⅠ 光极大时 ～ -19等 SNⅡ 光极大时 ～ -17等
■行星状星云
■ HⅡ区 ■球状星团
全天可见约 6000 颗恒星
1 等星 22颗 2 等星 71颗 3 等星 190颗 4 等星 610颗 5 等星 1929颗 余下都是6等星
织女星 天狼星 满月 太阳
0.03m -1.44
m
- 4.4m 金星最亮时 -12.74 m -26.75
m
最大地面望远镜 +25m
+30m 哈勃空间望远镜
(3) 视星等的种类 • 由于接收器对不同频率的辐射，灵敏度不同， 所以视星等的测量通常是在某一波段范围内 进行的。 • 根据测量波段的不同，视星等可以分为 目视星等(v)、照相星等(pg)和光电星等(pe)， 在全波段测量得到的星等称为热星等(bol)。
第十五章 恒
得仙女座大星云M31的距离为75万光年(现在认 为应是220万光年) ★天琴座RR变星：它们光变周期不同，但绝对 星等都在+0.5等左右
★新星、超新星
作为测距的“标准烛光”：
新星 极大光度～ -7.6等 超新星 SNⅠ 光极大时 ～ -19等 SNⅡ 光极大时 ～ -17等
■行星状星云
■ HⅡ区 ■球状星团
全天可见约 6000 颗恒星
1 等星 22颗 2 等星 71颗 3 等星 190颗 4 等星 610颗 5 等星 1929颗 余下都是6等星
织女星 天狼星 满月 太阳
0.03m -1.44
m
- 4.4m 金星最亮时 -12.74 m -26.75
m
最大地面望远镜 +25m
+30m 哈勃空间望远镜
(3) 视星等的种类 • 由于接收器对不同频率的辐射，灵敏度不同， 所以视星等的测量通常是在某一波段范围内 进行的。 • 根据测量波段的不同，视星等可以分为 目视星等(v)、照相星等(pg)和光电星等(pe)， 在全波段测量得到的星等称为热星等(bol)。
第十五章 恒
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
精品
分光镜
精品
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.
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
精品
光谱型 O
B
A
表面温度(K) 30,000
20,000
10,000
颜色 蓝
蓝白
白
特征谱线
强 电 离 He 线 ， 重 元 素 多 次 电离线
色指数（照相星等与仿视星等之差）
B V m2 m1 2.5lg[b(1) / b(2)]
国际二色系统
T 7200 (B V ) 0.64
精品
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星
蓝超巨星 红巨星 白矮星
精品
5. 赫罗图的应用 分光视差 (spectroscopic parallax) —利用恒星的光
中性He线，重元素一次电 离线，H线
H线，重元素一次电离线
F
7,000 黄白 重元素一次电离线，H线和
中性金属线
G
6,000
黄 重元素一次电离线，中性金
属线
K
4,000 红橙 中性金属线，重元素一次电
离线
M
3,000
红 中性金属线，分子带
精品
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。
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：
m M 5lg d 5
视星等与绝对星等的差由距离 决定
精品
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。
在温度较低的 M型星中， 恒星的紫外辐射和碰撞都
精品
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
M m 5lg(d / d0)
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。
恒星的光谱和赫罗图
精品
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）
精品
精品
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
分光镜
精品
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.
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
精品
光谱型 O
B
A
表面温度(K) 30,000
20,000
10,000
颜色 蓝
蓝白
白
特征谱线
强 电 离 He 线 ， 重 元 素 多 次 电离线
色指数（照相星等与仿视星等之差）
B V m2 m1 2.5lg[b(1) / b(2)]
国际二色系统
T 7200 (B V ) 0.64
精品
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星
蓝超巨星 红巨星 白矮星
精品
5. 赫罗图的应用 分光视差 (spectroscopic parallax) —利用恒星的光
中性He线，重元素一次电 离线，H线
H线，重元素一次电离线
F
7,000 黄白 重元素一次电离线，H线和
中性金属线
G
6,000
黄 重元素一次电离线，中性金
属线
K
4,000 红橙 中性金属线，重元素一次电
离线
M
3,000
红 中性金属线，分子带
精品
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。
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：
m M 5lg d 5
视星等与绝对星等的差由距离 决定
精品
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。
在温度较低的 M型星中， 恒星的紫外辐射和碰撞都
精品
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
M m 5lg(d / d0)
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。
恒星的光谱和赫罗图
精品
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）
精品
精品
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