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來源：互聯網

恒星光譜（Stellar spectrum）是對恒星表面輻射進行分光操作得到的光強度與光波長之間的關系圖譜。光譜中包含著豐富的關于恒星各種特性的信息，光譜的形態決定于恒星的物理性質、化學成分和運動狀態等。

恒星光譜是由連續譜、吸收線、發射線組成，它們遵循熱力學上的基爾霍夫定律。1859年，德國物理學家古斯塔夫·羅伯特·基爾霍夫將太陽光譜和鈉電弧的光譜進行了精確比較，首次斷言太陽的大氣中含有鈉元素。在19世紀80年代，天文學家愛德華·查爾斯·皮克林在哈佛大學天文臺開始使用物端棱鏡法，對恒星進行光譜中國空間站工程巡天望遠鏡測量。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型的獵戶子型放在塞基Ⅰ型其余子型之前。在1901年，安妮·坎農根據恒星光譜的基本特征以字母系統排序，完善了哈佛系統的早期形式。到了1912年，坎農將B、A、B5A、F2G改成B0、A0、B5、F2。這就是哈弗分類系統現在的形式。此后，天文學家沿用了哈佛系統符號的溫度型，在20世紀40年代提出二元分類系統和三元分類系統，以羅馬數字來代替字母，同時以光譜型（溫度型）、光度級和化學元素豐度為參量來定量恒星光譜。

在恒星光譜的科學研究進展方面，2019年3月， LAMOST望遠鏡數據 Release 6 （郭守敬望遠鏡，DR6）數據集對海內外研究者正式公布，該數據集一共包含了4902個觀測天區，收集了1125萬條光譜數據。在此數據基礎上，對天體光譜分類進行研究，基于2維傅里葉譜圖像的特征提取方法，將1維光譜數據變換成2維傅里葉譜圖像，對得到的2維傅里葉譜圖像采用深度卷積網絡模型進行分類，得到的分類準確率是92.90%。表明通過對LAMOST恒星光譜數據進行STFT（短時傅里葉變換）可得到光譜的2維傅里葉譜圖像，譜圖像構成了新的光譜數據特征和特征空間，此方法對海量天體光譜的分類和挖掘處理有一定的開創意義。

基本特征

恒星光譜是由連續譜、吸收線、發射線組成，它們遵循熱力學上的基爾霍夫定律。恒星光譜是對恒星表面輻射進行分光操作得到的光強度與光波長之間的關系圖譜，光譜中包含關于恒星豐富的各種特性的信息，并且，光譜的形態決定恒星的物理性質、化學成分和運動狀態等。

恒星光譜中的吸收線和連續光譜是恒星在低層大氣光球層中產生的，發射譜線則是由恒星拋射出去的星周物質產生的。通過棱鏡或衍射光柵將來自恒星的電磁輻射分裂成光譜，通常呈現出像彩虹般的連續光譜，其中還會穿插著譜線。每條譜線還會標示出特定的化學元素或分子，并且譜線的強度（指元素或分子的豐度）會隨著光球的溫度的變化而變化。大多數恒星光譜的主要特征是在連續光譜的背景上出現許多暗黑的吸收線，只有少數恒星光譜會出現明亮的發射譜線。恒星光譜的譜線特征分析：

1.頻率：譜線的頻率是譜線特征提取的重要基礎。通過測量譜線的頻率，可以了解光源中特定元素的存在和豐度以及恒星表面溫度的分布；

2.強度：譜線的強度反映了光源中特定元素的豐度和相對濃度。通過測量譜線的強度，可以推斷恒星中所含元素的豐度和豐度變化，進而推斷恒星的化學成分和演化歷程；

3.形狀：譜線的形狀表示譜線的反應速度和光源環境的動力學特性。通過對譜線形狀的分析，可以探索恒星的運動狀態、軌道參數以及光源的演化速度等。

恒星的發光是由恒星內部核聚變（把輕元素“氫”轉變成重元素“氦”）產生的，同時會釋放出大量的能量。這些能量以光和熱的形式從恒星內部向外輻射，形成恒星光芒。而根據這些恒星輻射出來的光芒，天文學家就可以根據光譜圖對恒星進行分類。

恒星光譜分類的歷史發展

1859年，德國物理學家古斯塔夫·羅伯特·基爾霍夫將太陽光譜和鈉電弧的光譜進行比較后，指出太陽的大氣中含有鈉元素，并且提出了關于輻射的發射和吸收的基爾霍夫定律。隨后，在歐洲和美國物理學界的共同努力下，不同元素和化合物的譜線被一一確認，如1859年，德國物理學家尤里烏斯.普呂克認證出太陽的夫瑯禾費譜線包含有氫的Hα和Hβ線，正確推斷出了太陽大氣中存在氫；1862年，古斯塔夫·羅伯特·基爾霍夫成功地從太陽光譜中推斷出大氣中包含有鐵、鈣、鎂等六種元素。據此，后代天文學家根據基爾霍夫定律結合不同元素的化合物譜線對恒星光譜進行了分類。

塞基分類

在19世紀60年代，恒星光譜學的先驅安杰洛·塞基創建了“塞基分類”，以光譜對恒星進行分類。并在1866年發展出三類恒星光譜，如下表所示。

德雷珀系統

在19世紀80年代，天文學家愛德華·查爾斯·皮克林在哈佛大學天文臺開始使用物端棱鏡法，對恒星進行光譜中國空間站工程巡天望遠鏡測量。后在1890年出版的《恒星光譜的德雷珀目錄》中，威廉敏娜·佩頓·史蒂文斯·弗萊明對大部分光譜進行分類，記錄了10000多顆有特殊類型的恒星，并發現了10顆新星和200多顆變星。

此后，皮克林設計出《亨利·德雷珀目錄》，將以前塞基使用的數字（從Ⅰ到Ⅴ）使用從A到P的字母細分得更具體，進而取代了安杰洛·塞基的羅馬數字方法。并且，弗萊明與皮克林合作，根據氫光譜的強度（波長的變化和外觀顏色的變化）區分了17種不同的類型。而后，這一分類系統被安妮·坎農和安東尼婭·莫里修改，產生哈佛大學光譜分類。

1897年的哈佛系統

1897年，哈佛大學計算機組的安東妮亞·莫里將塞基分類Ⅰ型的獵戶子型放在塞基Ⅰ型其余子型之前，但她沒有使用字母系統的光譜類型，而是采用從Ⅰ到XXII的22種數字類型。由于這個羅馬數字分組沒有考慮光譜的其它變化，為顯示差異性因此又分成三個群組：從Ⅰ到Ⅴ，包括獵戶型的恒星，表示在氫的吸收線中顯示的強度越來越大；從Ⅶ到Ⅺ是塞基Ⅰ型的恒星，指氫的吸收強度開始下降；Ⅵ介于獵戶型和塞基Ⅰ的中間；XIII至XVI包含塞基Ⅱ型的恒星，指具有氫吸收線減弱和太陽型金屬線增加的恒星（光譜XVII至XX，包含塞基Ⅲ），并且有增加的光譜線；XXI包含塞基Ⅳ；Ⅱ和XXII包括沃爾夫·拉葉星（W-R星）。并且添加了小寫字母（a是寬度平均，b是朦朧，c是尖銳）的附加分類，用以區分光譜中相對應線的外觀。此后，在1897年，安東妮亞·莫里出版了恒星分類目錄，稱為《Spectra of Bright Stars Photographed with the 11?inch Draper Telescope as Part of the Henry Draper Memorial》，其中包括4800張照片和莫里對681顆北天明亮恒星的分析。

1912年的哈佛系統

1901年，安妮·坎農使用字母系統排序，但只保留了O、B、A、F、G、K、M和N；并以P代表行星狀星云，Q則代表一些有著特殊光譜的恒星。她還使用B5A表示介于A和B型中間的恒星，F2G表示介于F和G之間五分之一的恒星。1912年，坎農將B、A、B5A、F2G改成B0、A0、B5、F2。這就是哈佛分類系統通過分析照相干版上的光譜發展出來的形式，即將來自恒星的光轉化成可以讀取的光譜。并且，有著一個常見來用于記憶光譜從最熱到最冷類型字母順序的絕句是：“Oh，Be A Fine Girl Kiss Me”。

威爾遜山系統

20世紀20年代美國威爾遜山天文臺根據有縫攝譜儀拍的光譜建立的以溫度和光度（或絕對星等）為參量的二元分類系統。按光度分類的物理依據是壓力效應，因為物質的電離狀態除決定于溫度外，還與壓力有關。光度高的巨星大氣中氣體壓力較低，物質的電離比在溫度相同的光度低的矮星大氣中容易，因而會在光譜中表現出來。在這一系統中，光度判據選用一些對光度敏感的譜線對的相對強度。絕對星等的光度級用小寫拉丁字母表示：c表示超巨星，g表示巨星，d表示矮星等，加在哈佛系統的光譜型符號之前。例如太陽的光譜型為dG2。

現代光譜分類系統

大多數恒星光譜連續譜上有吸收線，少數恒星兼有發射線，或只有發射線。恒星連續譜的能量分布、譜線的數目和強度以及特征譜線所屬的化學元素，均有極大的差異。建立一個光譜分類系統，通常包括3個步驟：

①選擇判據，即用來區分不同光譜所依據的光譜特征，如譜線的相對強度；

②按照這些判據將足夠多的光譜排隊，獲得標準光譜型序列；

③利用恒星的物理特征為光譜型定標，即建立光譜型和物理參量（如溫度、光度等）之間的對應關系。

哈佛系統

哈佛大學天文臺于19世紀末提出。這個系統的判據是光譜中的某些特征譜線和譜帶，以及這些譜線和譜帶的相對強度，同時也考慮連續譜的能量分布。哈佛系統的光譜型用拉丁字母表示，組成如下的序列：

各型之間是逐漸過渡的，每型又分為十個次型，用阿拉伯數字表示：O0，...，O9；B0，...，B9；...這一序列由左到右，對應于溫度的下降。最熱的O型星溫度約40000K，最冷的M型星約3000K。序列右端的S、R和N等分支則可能反映化學組成的差別。由于歷史的原因，恒星通常被稱為“早期”或“晚期”類型，并常把O、B、A型稱作早型，K、M型稱作晚型，F、G型稱作中型。而“早”是“熱”的同義詞，“晚”是“冷”的同義詞。“早期”作為絕對術語是指O或B，可能還有一些A型的恒星?！巴砥凇钡?a href="/hebeideji/7470939794703797521.html">表達方式也是一樣，表示光譜類型K和M型的恒星，但也可以用于其它更冷的恒星。

哈佛大學天文臺于1918-1924年發表的《亨利·德雷伯星表》（HD星表）載有20余萬顆星的光譜型，其中99%的星屬于B~M型，O、R、N、S型很少。還有少數光譜不能歸入上述序列，分別記為：P行星狀星云，W沃爾夫·拉葉星。新星光譜曾記為Q，但現在已不使用。到20世紀70年代初，全世界按哈佛系統作過分類的恒星總數達90萬左右，大部分是按物端棱鏡光譜進行分類的。哈弗系統是以溫度為主要參量的一元分類。其他物理因素引起的光譜特殊性，一般用附加的“P”來表示。一些具體的光譜特殊性的常用符號為：e有發射線，n譜線很模糊，s譜線很銳，c譜線特別窄而深，k有明顯的星際鈣線。

摩根-基南系統

二元分類系統

美國天文學家W.W.摩根和P.C.基南等人依據溫度和光度的物理參量于20世紀40年代提出二元分類系統。溫度型沿用了哈佛系統符號，光度級比威爾遜山系統精確，共分七級，用羅馬數字表示：Ⅰ超巨星，Ⅱ亮巨星，Ⅲ巨星，Ⅳ亞巨星，Ⅴ主序星（矮星），Ⅵ亞矮星，Ⅶ伴星。如進一步細分，則在羅馬數字后面附加小寫拉丁字母來區別，如Ia最亮的超巨星，Iab亮超巨星，Ib亮度較低的超巨星。到20世紀70年代初，按MK系統分類的恒星僅2萬余顆。從1967年開始，美國天文學家利用物端棱鏡對HD星表中全部恒星按MK系統進行分類，此后，按二元分類的星數達到20余萬顆。

三元分類系統

MK系統中化學組成接近太陽的恒星的分類達到了最高精度，這些星通常稱為“正常星”。分類中發現有些星具有各種特殊性，為了在光譜分類中表示這種差異，需要引入第三個參量。如在星族Ⅰ的G和K型巨星中，金屬含量比星族Ⅱ的星高。這種差異的判斷依據是氰（CN）分子的吸收強度，因而用附加符號GN和一個由3（表示CN帶比正常星強得多）到-3（表示CN帶弱到幾乎不可見）的數字表示。如果CN強度與正常星一樣，則省去這種符號。這就是以光譜型（指溫度型）、光度級和化學元素豐度為參量的“三元分類”。

巴爾末跳躍

由于氫和其他原子的連續吸收，恒星連續輻射能量隨波長的分布曲線的形狀與黑體輻射仍有明顯的差別。氫是最豐富的元素，對于具備有利氫原子吸收條件的恒星，氫原子的束縛-自由躍遷產生的連續吸收對連續輻射的能量分布起重要作用。在約翰·巴耳末系（364.6納米）處輻射能量向短波方向突然下降，這種現象稱為巴耳末跳躍。巴耳末跳躍的幅度與光譜型有關，可用作光譜分類的一個判據。另外，恒星的某些色指數與有效溫度或光譜型有關，可用簡便的多色測光法測出恒星的色指數，從而確定恒星的光譜型。

恒星光譜的觀測排序

光譜排序

哈佛光譜分類法在制定之初，參考了太陽光譜的命名方法。它以氫原子光譜為依據，依照強弱以字母A、B、C、D的順序來標示，A型就是氫譜線最強烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此類推。而氫的譜線只在特定的溫度范圍內才會明顯，溫度太高或太低譜線都會減弱，所以當摩根與肯那使用溫度來排列時，字母就不再能依序排列了；同時也參考其他原子的譜線，合并與刪除了一些重復的類型，將哈佛分類原來的16種分類改成為現代的型態。

恒星觀測

觀測上，主要有兩種手段獲得大樣本恒星的基本信息：

一是通過測光或光譜測量分析恒星大氣的基本參數，包括表面有效溫度、表面重力加速度（或者光度）、各種化學元素豐度等；利用大氣參數結合恒星演化模型我們可以進一步對質量、年齡進行估計。

另一種常用手段是星震學分析，正如地震可以使地理學家了解地球內部構造一樣，恒星震動也可以讓天文學家推算遙遠恒星的內部結構和性質，從而進一步獲取恒星的質量、年齡等信息。

相較于第二種方法，第一種方法確定恒星年齡有明顯局限性，該方法僅能對處于特殊演化階段的部分恒星（如主序拐點星、亞巨星）年齡進行估計，且目前估算精度最高可以達到20%。且這一方法很難估計處于主序星和紅巨星階段的恒星年齡。而宇宙中大部分恒星處于主序階段；由于觀測亮度的局限，觀測到的大部分亮星則是處于紅巨星階段及之后的演化階段。

相比之下，星震學方法則可以給出類太陽振動恒星相對準確的質量估計，這為推測恒星年齡提供了可能。

應用

天體的信息由天體輻射傳遞。天體光譜是通過望遠鏡焦面上放置的分光光度計采集天體的電磁輻射按波長（或頻率）大小而依次排列的圖案。利用天體光譜所含的信息，將光譜學的原理和方法用于天體光譜，可以確定天體的物理性質和化學組成。天體光譜分析包括定性分析和定量分析兩種。定性分析主要為譜線認證，比較光譜中已知波長的譜線位置與天體光譜中譜線的位置，從而確定天體光譜中譜線的波長，認證天體譜線的化學元素。定量分析包括測量天體的連續光譜和譜線。前者是指測量天體的連續光譜在各個波長處的強度，獲得連續能量分布；后者是指測量譜線內各波長處的強度，從而得到譜線的等值寬度或譜線輪廓。通過這些參量的測量可以推斷天體的物理參數，如天體的溫度、壓力、密度、磁場和運動速度等。

譜線研究

譜線形成機理

恒星光譜中的吸收線都有一定的寬度（波長范圍）。在吸收線的波長范圍內，輻射強度隨波長的變化稱為譜線輪廓。為譜線內頻率處的輻射強度，為同頻率連續譜的輻射強度，為總吸收，為剩余強度。譜線的寬度和譜線輪廓形狀與對應譜線的核能級結構和譜線形成區的物理條件有關，包含著譜線源區的豐富信息。為推求恒星譜線輪廓的理論表達式，以便與實際觀測到的譜線輪廓相比較，獲得關于恒星大氣結構和物理過程的知識，要先從理論上建立譜線的輻射轉移方程，選擇吸收中真吸收所占的比例因子ε。這些物理量都會涉及描寫譜線躍遷概率的阿爾伯特·愛因斯坦躍遷系數，包括由高能級自發躍遷到低能級的自發躍遷系數，在輻射作用下由高能級向低能級躍遷的受迫躍遷系數，由低能級向高能級躍遷的受迫躍遷系數。此外，還有原子與其他粒子碰撞引起的碰撞躍遷系數和等。愛因斯坦躍遷系數是原子固有的特征參數，與輻射場和周圍氣體性質無關，可由量子力學方法計算得到。

譜線偏移

最常見的譜線變化是紅移和藍移。所謂紅移，就是所有的譜線都向光譜的紅端平移（波長更長），原來在橙區的跑到了紅區，原本紅區的更紅或跑到了紅外。藍移則是反向的、朝著藍端的平移。??

光譜紅移主要由三種，一種是多普勒頻移，一種是引力紅移，一種是宇宙學紅移。在宇宙尺度上，幾乎所有星系都在紅移，并且距離越遠，紅移量越大（退行得越快）。紅移和藍移的成因很直觀，就是多普勒效應：如果波源正在遠離觀察者，那么觀察者會看到更長的波長；反過來，則波長變短。

譜線振蕩??

如果恒星的譜線一會兒紅移，一會兒藍移，就說明恒星的位置在周期振蕩。這種情況意味著恒星身邊有個鄰居繞著它轉動，也可能恒星處于脈動不穩定帶稱為脈動變星。其中，脈動是因為恒星在膨脹和收縮，所以導致大氣包層在靠近和遠離我們，即出現多普勒頻移。而雙星系統中則是由于恒星和伴星的相互繞轉，使得恒星整體在靠近或遠離我們造成的多普勒頻移。?

譜線致寬

在實際觀測到的恒星光譜中，每條譜線都不是清晰銳利的一根細線，而是模糊寬泛的。電子躍遷對能量的要求非常嚴格，躍遷過程產生能量的差異導致譜線變寬。但并非表明這顆恒星上的電子比較通融，而是因為在這顆恒星上，有的部位在遠離地球，有的部位則試圖向地球靠攏，還有許多部位保持中立。通過測量譜線展寬的幅度，就可以推算出恒星自轉的速度線。??

譜線離合

有些恒星的譜線會周期性地分分合合，一會兒裂成兩根，一會兒合成一根。表明這不是一顆，而是一對離得很近的雙星。這種譜線離合，其實是前面所說的譜線振蕩的雙星疊加效果。兩顆恒星高速互繞時，會周期性地出現一來一去（譜線分裂）和左右平動（譜線合攏）的視覺效果。如果這對雙星的大氣成分不同、光度也有差異，相互遮掩時就會紅紅藍藍，明明暗暗，分分合合。

參考資料 >

太陽的二維光譜圖 - 搜索.Bing搜索.2024-04-08

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Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial..ADS Blog.2024-03-30

Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial .ADS.2024-03-30

Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra .Ads.2024-03-30

基于卷積神經網絡的恒星光譜型和光度型的分類模型.中國科學院紫金山天文臺.2024-04-08

2022年天文學熱點回眸 | 科技導報. 科技導報.2024-03-28

一種新的基于2維傅里葉譜圖像的恒星光譜特征提取方法和深度網絡分類應用.中國科學院紫金山天文臺.2024-04-08

恒星譜線形成.中國大百科全書.2024-04-08