利用光谱如何确定恒星的温度和其他物理性质

1. 通过光谱分析能够认识恒星的哪些物理特性

光谱分析主要是用来研究遥远恒星的气体成分的。由于不同元素的特征光谱不同，所以根据恒星发光的特征光谱可以知道大气的元素含量和类别。
此外，根据观测亮度的变化，可以知道恒星周围有没有行星围绕遮挡。
或者，根据多普勒效应，通过观察光谱的红移，可以知道恒星距离。等等

2. 恒星光谱的简介

恒星光谱，无论是连续谱还是线谱，差异极大。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。采用不同的分类标准，将得到不同的分类系统。最常用的恒星光谱分类系统是美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的，称为哈佛系统。按照这个系统，恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等类型，组成如下序列：
各型之间光谱特征是连续过渡的。每个光谱型又分为10个次型，用数字0～9表示，如B0，B1，…B9。哈佛系统是一元分类系统。上述系列从左到右实际上是恒星表面温度逐渐降低的序列。O型星温度最高，约40000K；M型星最低，约3000K。R型与K型相当；N和S型与M型相当。20世纪40年代，美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等提出一个二元分类系统，称为摩根 -基南系统（MK系统）。MK系统仍采用哈佛系统的光谱型，但增加了光度型。光谱型仍用哈佛系统的符号。光度型分为7级：I——超巨星，Ⅱ——亮巨星，Ⅲ——巨星， Ⅳ——亚巨星，Ⅴ—— 主序星（矮星），Ⅵ——亚矮星，Ⅶ——白矮星。按照MK系统，太阳为G2V型星，表明太阳的光谱型是G2，且是一颗主序星（矮星）。有人尝试三元光谱分类，但尚无完整的结果，未获公认。在天文学，恒星分类是将恒星依照光球温度分门别类，伴随着的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。根据维恩定律可以用温度来测量物体表面的温度，但对距离遥远的恒星是非常困难的。恒星光谱学提供了解决的方法，可以根据光谱的吸收谱线来分类：因为在一定的温度范围内，只有特定的谱线会被吸收，所以检视光谱中被吸收的谱线，就可以确定恒星的温度。早期(19世纪末)恒星的光谱由A至P分为16种，是目前使用的光谱的起源。

3. 什么是恒星光谱

恒星光谱，无论是连续谱还是线谱，差异极大。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。采用不同的分类标准，将得到不同的分类系统。最常用的恒星光谱分类系统是美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的，称为哈佛系统。按照这个系统，恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等类型[1] ，组成如下序列：各型之间光谱特征是连续过渡的。每个光谱型又分为10个次型，用数字0～9表示，如B0，B1，…B9。哈佛系统是一元分类系统。上述系列从左到右实际上是恒星表面温度逐渐降低的序列。O型星温度最高，约40000K；M型星最低，约3000K。R型与K型相当；N和S型与M型相当。20世纪40年代，美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等提出一个二元分类系统，称为摩根 -基南系统（MK系统）。MK系统仍采用哈佛系统的光谱型，但增加了光度型。光谱型仍用哈佛系统的符号。光度型分为7级：I——超巨星，Ⅱ——亮巨星，Ⅲ——巨星， Ⅳ——亚巨星，Ⅴ—— 主序星（矮星），Ⅵ——亚矮星，Ⅶ——白矮星。按照MK系统，太阳为G2V型星，表明太阳的光谱型是G2，且是一颗主序星（矮星）。有人尝试三元光谱分类，但尚无完整的结果，未获公认。在天文学，恒星分类是将恒星依照光球温度分门别类，伴随着的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。根据维恩定律可以用温度来测量物体表面的温度，但对距离遥远的恒星是非常困难的。恒星光谱学提供了解决的方法，可以根据光谱的吸收谱线来分类：因为在一定的温度范围内，只有特定的谱线会被吸收，所以检视光谱中被吸收的谱线，就可以确定恒星的温度。早期(19世纪末)恒星的光谱由A至P分为16种，是目前使用的光谱的起源。

4. 怎样测恒星温度

用光谱吧，不同温度的物体发出的光的颜色不同,发红光的温度为2600～3600℃，橙光则为3700～4900℃，黄光为5000～6000℃，黄白光为6100～7600℃，白光为7700～11500℃，蓝白光为12000～25000℃，蓝光为25000～40000℃。
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5. 如何判断恒星的温度

仰观夜空，从星星的颜色，便可以知道谁最热，谁最冷。可知，最冷的星是红星。这个说法只在可见光范围内是正确的。还有没有更冷的星了天文学家根据上表中的规律判断：如果有，这种冷星发射的不再是可见光，而是红外线。于是大家便从这个方向去寻找这种“红外星”。美国威尔逊山天文台为此安装了专门仪器。最近已发现了一些温度极低的恒星。这些恒星的辐射果然多是在电磁波谱的红外区。到目前为止，已测到1000开的低温恒星。这是些什么类型的恒星?为什么它们的温度这样低?天文学家又在“跟踪追击”。这样，又产生了天体物理学的新分支——红外天文学。有许多天文台都在对这些问题进行研究。

6. 恒星的光谱与温度间有什么关系

从恒星光谱的连续背景获得一种很有价值的资料，就是恒星的表面温度。

这表面是指我们能接收到其光线的恒星的那一部分，有必要确定在光谱中何处辐射最强，因为强度最大时的波长随着温度升高而减小，因此，在光谱中通过强度最大点，可直接度量温度。于是，可确定最热的恒星是蓝色的(强度最大点位于光谱中短波长的一端)，温度适中的恒星是白色的，最冷而且看得见的恒星是红色的，正如我们从经验中获知的，恒星中的这种关系，同样也在地球上的炽热物质中存在。

7. 恒星光谱是如何划分的

实验中白屏上看到的光带称为光谱。光谱的实质就是光的频率强度分布。 一百多年后，德国光学专家夫琅和费将制作了精度更高的分光镜，发现了太阳光谱中更精细的结构。他发现在太阳连续的背景光谱上，还有几百条暗线。夫琅和费用拉丁字母给最明显的暗线编了号，但遗憾的是他并没有弄清楚这些暗线的本质。 德国物理学家基尔霍夫与化学家本生合作研究了这些暗线的秘密。他们利用“先进武器”本生灯和分光镜，研究了不同物质在高温下火焰的光谱。并发现：不同物质高温蒸汽的光谱都成分立线状，并且只与其所含元素有关(如食盐(氯化钠)与硫酸钠有相同的黄色亮双线)。很多元素火焰中的亮线光谱与太阳光谱中的暗线有对应关系，如钠的双黄线与太阳光谱中的D双线对应。经过进一步研究，他们还发现，当低温蒸汽位于高温连续谱发射源与分光镜之间时，观察到的光谱与太阳光谱十分类似。并且暗线的位置与对应的高温蒸汽亮线的位置也是一致的。基尔霍夫据此总结出两条定律：每一种元素有其对应的几个光谱频率;当稀薄气体的温度低于背景辐射体的温度时，光谱中产生在该频率上的吸收谱线，反之光谱中产生在该频率上的发射谱。这两条定律称为基尔霍夫定律，是光谱分析的基础。从此，人们便依照光谱可以知道恒星的化学组成了。 20世纪上叶，量子理论的出现为基尔霍夫定律的物理意义提供了合理的解释。在此以较为粗糙、容易理解的玻尔原子模型解释，有兴趣的读者可以阅读专业书籍了解由电子波函数描绘的电子云模型。丹麦物理学家玻尔从稀薄气体光谱是分立的线状谱出发，认为电子是处在原子核周围不同确定能量的轨道(能级)上的。当电子在不同能级之间跃迁时，就会吸收或发射一个与两能级间距等能量的光子，反之亦然。当稀薄气体温度比背景辐射源高时，前者中位于高能级的电子就比后者中的多，对于两个确定的能级，在这团气体中向较低能级跃迁的电子比向较高能级跃迁的多，所以就产生了对背景辐射的吸收。 当然，固定能级是有上限的。当电子吸收的光量子能量超过上限时，电子脱离原子核束缚，称为电离，电离过程发射的辐射频率是不确定的。气体云的温度、密度和成分不同，都会导致它辐射的连续谱和分立谱强度比例的不同，通过分析这个比例，也可以反推出气体云的信息。由于温度很高，各种碰撞和跃迁产生了大量不同的频率，太阳光球的辐射是连续谱，其辐射功率关于频率的函数曲线满足普朗克黑体辐射公式。紧靠光球表面的那层大气产生了光谱中主要的暗线。大部分恒星的状况与太阳类似。 弄清了恒星光谱的组成部分——连续背景和暗线的成因后，我们就知道恒星光谱能告诉我们那些信息了。它几乎能告诉我们恒星表面的一切信息：温度、成分、密度，或是有尘埃带、喷发之类的异常。除了暗线，有些极高温的活跃恒星还有亮线叠加在连续谱上，但对于大多数恒星而言，暗线仍是主要的研究对象。 根据暗线的分布特征，可以把恒星光谱分成很多光谱型。光谱型主要决定于恒星的表面温度。这是由于不同种原子(中性和电离也算不同种)的能级间距对应的温度范围是不同的。在普通原子中，能级间距最宽(即对应谱线频率最大)的是电离氦，即一个电子成为自由电子的氦原子。中性氦次之，然后是一些电离金属原子，如钙(太阳光谱中有很强的电离钙的H线和K线)，间距最窄的是一些中性金属原子，如中性铁。所以温度越高的星，其主要谱线的能级间距就越宽。根据不同谱线对应不同温度的原理，人们把恒星光谱分为以下几类： 分类记号 主要谱线特征 表面温度范围(K) O 电离氦比中性氦强 >30000 B 电离氦比中性氦弱 11000~30000 A 氢强度最大，电离钙出现 7200~11000 F 电离钙强，氢减弱，中性金属出现 6000~7200 G 电离钙强，中性金属强 5200~6000 K 中性金属强，电离钙减弱 3500~5200 M 中性金属强，出现分子吸收谱带

8. 恒星的光谱分析有何作用

恒星的光谱分析作用：测量这些谱线，可以得到恒星的化学成分的信息。

连续分布的包含有从红光到紫光各种色光的光谱叫做连续光谱，当原子能量从较高能级向较低能级跃迁时，就辐射出波长单一的光波，这就叫做线光谱，或是原子光谱。如果单看光谱型，只能说明越红的恒星温度越低，越蓝的恒星越热。

简介

恒星光谱，无论是连续谱还是线谱，差异极大。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。采用不同的分类标准，将得到不同的分类系统。最常用的恒星光谱分类系统是美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的，称为哈佛系统。按照这个系统，恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等类型。

9. 怎么测定恒星的温度

从恒星光谱中辐射最强的那部分光谱，可确定恒星的温度。这一测量得出了恒星的表面温度，它的辐射就来源于此，一些非常热的恒星被测到的表面温度高达3万K，但大多数是在3000K到1.2万K之间。可能有不少恒星的温度低于知0K(接近铁的沸点)，但除非它们离我们很近，否则我们就难以检测到它们微弱的辐射。像太阳一样，恒星必须有很高的内部温度，才能维持其表面辐射。最热的恒星为蓝白色，居中的恒星为黄色，最冷的恒星为红色。