利用光譜如何確定恆星的溫度和其他物理性質

1. 通過光譜分析能夠認識恆星的哪些物理特性

光譜分析主要是用來研究遙遠恆星的氣體成分的。由於不同元素的特徵光譜不同，所以根據恆星發光的特徵光譜可以知道大氣的元素含量和類別。
此外，根據觀測亮度的變化，可以知道恆星周圍有沒有行星圍繞遮擋。
或者，根據多普勒效應，通過觀察光譜的紅移，可以知道恆星距離。等等

2. 恆星光譜的簡介

恆星光譜，無論是連續譜還是線譜，差異極大。恆星光譜主要取決於恆星的物理性質和化學組成。因此，恆星光譜類型的差異反映了恆星性質的差異。採用不同的分類標准，將得到不同的分類系統。最常用的恆星光譜分類系統是美國哈佛大學天文台於19世紀末提出的，稱為哈佛系統。按照這個系統，恆星光譜分為O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等類型，組成如下序列：
各型之間光譜特徵是連續過渡的。每個光譜型又分為10個次型，用數字0～9表示，如B0，B1，…B9。哈佛系統是一元分類系統。上述系列從左到右實際上是恆星表面溫度逐漸降低的序列。O型星溫度最高，約40000K；M型星最低，約3000K。R型與K型相當；N和S型與M型相當。20世紀40年代，美國天文學家W.W.摩根和P.C.基南等提出一個二元分類系統，稱為摩根 -基南系統（MK系統）。MK系統仍採用哈佛系統的光譜型，但增加了光度型。光譜型仍用哈佛系統的符號。光度型分為7級：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——白矮星。按照MK系統，太陽為G2V型星，表明太陽的光譜型是G2，且是一顆主序星（矮星）。有人嘗試三元光譜分類，但尚無完整的結果，未獲公認。在天文學，恆星分類是將恆星依照光球溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度范圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。

3. 什麼是恆星光譜

恆星光譜，無論是連續譜還是線譜，差異極大。恆星光譜主要取決於恆星的物理性質和化學組成。因此，恆星光譜類型的差異反映了恆星性質的差異。採用不同的分類標准，將得到不同的分類系統。最常用的恆星光譜分類系統是美國哈佛大學天文台於19世紀末提出的，稱為哈佛系統。按照這個系統，恆星光譜分為O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等類型[1] ，組成如下序列：各型之間光譜特徵是連續過渡的。每個光譜型又分為10個次型，用數字0～9表示，如B0，B1，…B9。哈佛系統是一元分類系統。上述系列從左到右實際上是恆星表面溫度逐漸降低的序列。O型星溫度最高，約40000K；M型星最低，約3000K。R型與K型相當；N和S型與M型相當。20世紀40年代，美國天文學家W.W.摩根和P.C.基南等提出一個二元分類系統，稱為摩根 -基南系統（MK系統）。MK系統仍採用哈佛系統的光譜型，但增加了光度型。光譜型仍用哈佛系統的符號。光度型分為7級：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——白矮星。按照MK系統，太陽為G2V型星，表明太陽的光譜型是G2，且是一顆主序星（矮星）。有人嘗試三元光譜分類，但尚無完整的結果，未獲公認。在天文學，恆星分類是將恆星依照光球溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度范圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。

4. 怎樣測恆星溫度

用光譜吧，不同溫度的物體發出的光的顏色不同,發紅光的溫度為2600～3600℃，橙光則為3700～4900℃，黃光為5000～6000℃，黃白光為6100～7600℃，白光為7700～11500℃，藍白光為12000～25000℃，藍光為25000～40000℃。
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5. 如何判斷恆星的溫度

仰觀夜空，從星星的顏色，便可以知道誰最熱，誰最冷。可知，最冷的星是紅星。這個說法只在可見光范圍內是正確的。還有沒有更冷的星了天文學家根據上表中的規律判斷：如果有，這種冷星發射的不再是可見光，而是紅外線。於是大家便從這個方向去尋找這種「紅外星」。美國威爾遜山天文台為此安裝了專門儀器。最近已發現了一些溫度極低的恆星。這些恆星的輻射果然多是在電磁波譜的紅外區。到目前為止，已測到1000開的低溫恆星。這是些什麼類型的恆星?為什麼它們的溫度這樣低?天文學家又在「跟蹤追擊」。這樣，又產生了天體物理學的新分支——紅外天文學。有許多天文台都在對這些問題進行研究。

6. 恆星的光譜與溫度間有什麼關系

從恆星光譜的連續背景獲得一種很有價值的資料，就是恆星的表面溫度。

這表面是指我們能接收到其光線的恆星的那一部分，有必要確定在光譜中何處輻射最強，因為強度最大時的波長隨著溫度升高而減小，因此，在光譜中通過強度最大點，可直接度量溫度。於是，可確定最熱的恆星是藍色的(強度最大點位於光譜中短波長的一端)，溫度適中的恆星是白色的，最冷而且看得見的恆星是紅色的，正如我們從經驗中獲知的，恆星中的這種關系，同樣也在地球上的熾熱物質中存在。

7. 恆星光譜是如何劃分的

實驗中白屏上看到的光帶稱為光譜。光譜的實質就是光的頻率強度分布。 一百多年後，德國光學專家夫琅和費將製作了精度更高的分光鏡，發現了太陽光譜中更精細的結構。他發現在太陽連續的背景光譜上，還有幾百條暗線。夫琅和費用拉丁字母給最明顯的暗線編了號，但遺憾的是他並沒有弄清楚這些暗線的本質。 德國物理學家基爾霍夫與化學家本生合作研究了這些暗線的秘密。他們利用「先進武器」本生燈和分光鏡，研究了不同物質在高溫下火焰的光譜。並發現：不同物質高溫蒸汽的光譜都成分立線狀，並且只與其所含元素有關(如食鹽(氯化鈉)與硫酸鈉有相同的黃色亮雙線)。很多元素火焰中的亮線光譜與太陽光譜中的暗線有對應關系，如鈉的雙黃線與太陽光譜中的D雙線對應。經過進一步研究，他們還發現，當低溫蒸汽位於高溫連續譜發射源與分光鏡之間時，觀察到的光譜與太陽光譜十分類似。並且暗線的位置與對應的高溫蒸汽亮線的位置也是一致的。基爾霍夫據此總結出兩條定律：每一種元素有其對應的幾個光譜頻率;當稀薄氣體的溫度低於背景輻射體的溫度時，光譜中產生在該頻率上的吸收譜線，反之光譜中產生在該頻率上的發射譜。這兩條定律稱為基爾霍夫定律，是光譜分析的基礎。從此，人們便依照光譜可以知道恆星的化學組成了。 20世紀上葉，量子理論的出現為基爾霍夫定律的物理意義提供了合理的解釋。在此以較為粗糙、容易理解的玻爾原子模型解釋，有興趣的讀者可以閱讀專業書籍了解由電子波函數描繪的電子雲模型。丹麥物理學家玻爾從稀薄氣體光譜是分立的線狀譜出發，認為電子是處在原子核周圍不同確定能量的軌道(能級)上的。當電子在不同能級之間躍遷時，就會吸收或發射一個與兩能級間距等能量的光子，反之亦然。當稀薄氣體溫度比背景輻射源高時，前者中位於高能級的電子就比後者中的多，對於兩個確定的能級，在這團氣體中向較低能級躍遷的電子比向較高能級躍遷的多，所以就產生了對背景輻射的吸收。 當然，固定能級是有上限的。當電子吸收的光量子能量超過上限時，電子脫離原子核束縛，稱為電離，電離過程發射的輻射頻率是不確定的。氣體雲的溫度、密度和成分不同，都會導致它輻射的連續譜和分立譜強度比例的不同，通過分析這個比例，也可以反推出氣體雲的信息。由於溫度很高，各種碰撞和躍遷產生了大量不同的頻率，太陽光球的輻射是連續譜，其輻射功率關於頻率的函數曲線滿足普朗克黑體輻射公式。緊靠光球表面的那層大氣產生了光譜中主要的暗線。大部分恆星的狀況與太陽類似。 弄清了恆星光譜的組成部分——連續背景和暗線的成因後，我們就知道恆星光譜能告訴我們那些信息了。它幾乎能告訴我們恆星表面的一切信息：溫度、成分、密度，或是有塵埃帶、噴發之類的異常。除了暗線，有些極高溫的活躍恆星還有亮線疊加在連續譜上，但對於大多數恆星而言，暗線仍是主要的研究對象。 根據暗線的分布特徵，可以把恆星光譜分成很多光譜型。光譜型主要決定於恆星的表面溫度。這是由於不同種原子(中性和電離也算不同種)的能級間距對應的溫度范圍是不同的。在普通原子中，能級間距最寬(即對應譜線頻率最大)的是電離氦，即一個電子成為自由電子的氦原子。中性氦次之，然後是一些電離金屬原子，如鈣(太陽光譜中有很強的電離鈣的H線和K線)，間距最窄的是一些中性金屬原子，如中性鐵。所以溫度越高的星，其主要譜線的能級間距就越寬。根據不同譜線對應不同溫度的原理，人們把恆星光譜分為以下幾類： 分類記號 主要譜線特徵 表面溫度范圍(K) O 電離氦比中性氦強 >30000 B 電離氦比中性氦弱 11000~30000 A 氫強度最大，電離鈣出現 7200~11000 F 電離鈣強，氫減弱，中性金屬出現 6000~7200 G 電離鈣強，中性金屬強 5200~6000 K 中性金屬強，電離鈣減弱 3500~5200 M 中性金屬強，出現分子吸收譜帶

8. 恆星的光譜分析有何作用

恆星的光譜分析作用：測量這些譜線，可以得到恆星的化學成分的信息。

連續分布的包含有從紅光到紫光各種色光的光譜叫做連續光譜，當原子能量從較高能級向較低能級躍遷時，就輻射出波長單一的光波，這就叫做線光譜，或是原子光譜。如果單看光譜型，只能說明越紅的恆星溫度越低，越藍的恆星越熱。

簡介

恆星光譜，無論是連續譜還是線譜，差異極大。恆星光譜主要取決於恆星的物理性質和化學組成。因此，恆星光譜類型的差異反映了恆星性質的差異。採用不同的分類標准，將得到不同的分類系統。最常用的恆星光譜分類系統是美國哈佛大學天文台於19世紀末提出的，稱為哈佛系統。按照這個系統，恆星光譜分為O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等類型。

9. 怎麼測定恆星的溫度

從恆星光譜中輻射最強的那部分光譜，可確定恆星的溫度。這一測量得出了恆星的表面溫度，它的輻射就來源於此，一些非常熱的恆星被測到的表面溫度高達3萬K，但大多數是在3000K到1.2萬K之間。可能有不少恆星的溫度低於知0K(接近鐵的沸點)，但除非它們離我們很近，否則我們就難以檢測到它們微弱的輻射。像太陽一樣，恆星必須有很高的內部溫度，才能維持其表面輻射。最熱的恆星為藍白色，居中的恆星為黃色，最冷的恆星為紅色。