恆星光譜分類

通常包括三個步驟﹕選擇判據﹐即用來區分不同光譜所依據的光譜特徵﹐如譜線的相對強度﹔按照這些判據將足夠多的光譜排列﹐獲得標準光譜型序列﹔利用恆星的物理特徵為光譜型定標﹐即建立光譜型和物理參量(如温度﹑光度等)之間的對應關係。光譜分類又可定義為通過恆星光譜特徵的比較，對恆星物理特性進行直接估計。如果一顆星的光譜能排到光譜型序列中去﹐它的一般物理特性就能立即推知而不必對其光譜作詳細測量。

在1860至1870年間，安吉洛·西奇神父為了分辨觀察到的恆星光譜，創造了早期的光譜分類法。在1868年，他已經將光譜分為四類：

第一類：白色和藍色的恆星，光譜有厚重的氫線和金屬線。（現在的A類）

第二類：黃色星 － 氫的強度減弱，但是金屬線更為明顯。（現在的G和K類）

第三類：有寬闊譜線的橘色星。（現在的M類）

第四類：有明顯碳帶的紅色星和碳星。

在1878年，他增加了第五類：

第五類：發射譜線的恆星（f.ex. Be、Bf等）

這種分類法在19世紀的90年代末期由哈佛分類法取代。

是美國哈佛大學天文台於十九世紀末提出的。這個系統的判據是光譜中的某些特徵譜線和譜帶﹐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佈。本系統的光譜型用拉丁字母表示﹐組成如圖1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﹐對應於温度的下降。最熱的O型星温度約40﹐000K﹐最冷的M型星約3﹐000K。序列右端的S﹑R和N等分支則可能反映化學組成的差別。由於歷史的原因﹐常把O﹑B﹑A型叫作早型﹐K﹑M型叫作晚型﹐F﹑G型叫作中型。

如下﹕

O型星﹕藍白色。紫外連續譜強。有電離氦﹑中性氦和氫線﹔二次電離碳﹑氮﹑氧線較弱。如獵户座ι(中名伐三)。

B型星﹕藍白色。氫線強﹐中性氦線明顯﹐無電離氦線﹐但有電離碳﹑氮﹑氧和二次電離硅線。如大熊座η(中名搖光)。

A型星﹕白色。氫線極強﹐氦線消失﹐出現電離鎂和電離鈣線。如天琴座α(中名織女一)。

F型星﹕黃白色。氫線強﹐但比A型星弱。電離鈣線大大增強變寬﹐出現許多金屬線。如仙后座β(中名王良一)。

G型星﹕黃色。氫線變弱﹐金屬線增強﹐電離鈣線很強很寬。如太陽﹑天龍座β(中名天棓三)。

K型星﹕橙色。氫線弱﹐金屬線比G型星中強得多。如金牛座α(中名畢宿五)。

M型星﹕紅色。氧化鈦分子帶最突出﹐金屬線仍強﹐氫線很弱.

R型星和N型星﹕橙到紅色。光譜同K和M型星相似﹐但增加了很強的碳和氰的分子帶。後來把它們合稱為碳星﹐記為C。如雙魚座19號星。

S型星﹕紅色。光譜同M型星相似﹐但增加了強的氧化鋯分子帶﹐常有氫發射線。如雙子座R。

哈佛大學天文台於1918～1924年發表的《亨利·德雷伯星表》(HD星表)載有二十餘萬顆星的光譜型，其中99%的星屬於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──行星狀星雲,W──沃爾夫－拉葉星。新星光譜曾記為 Q，但現在已不使用。

到七十年代初，全世界按哈佛系統作過分類的恆星總數達90萬左右，大部分是按物端稜鏡光譜進行分類的。哈佛系統是以温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──譜線很鋭,c──譜線特別窄而深,k──有明顯的星際鈣線。

二十世紀二十年代美國威爾遜山天文台根據有縫攝譜儀拍的光譜建立的以温度和光度(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於温度外﹐還與壓力有關。光度高的巨星大氣中氣體壓力較低﹐物質的電離比在温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﹐加在哈佛系統的光譜型符號之前。例如太陽的光譜型為dG2。光度級的這種表示法多見於早期文獻﹐目前已很少採用。

這是目前最通用的恆星分類法，依據恆星的温度由高至低排序(質量、半徑和亮度皆與太陽比較)，但其光譜標示仍沿用哈佛光譜中的分類，將恆星的光譜分成七大類，每類再細分為十小類。但最熱的星為O5，最暗的星為M5，即O型只有五小類，M型只有六小類，總計為61小類。

各類型的特性如下：

O：温度高於25,000K，有遊離的氦光譜，氫的譜線不明顯，在紫外線區的連續光譜強烈。多數的原子都呈現高遊離狀態，如氮失去兩個電子，硅失去三個電子。

B：温度在11,000至25,000K之間，氦原子譜線呈現中性，硅則失去1或2個電子，氧和鎂原子失去1個電子。如B0就已經沒有氦的遊離譜線，氫譜線則已很明顯。

A：温度在7,500至11,000K之間，光譜以氫原子的譜線最強烈，硅、鎂、鐵、鈣、鈦等都為遊離的譜線，但金屬的譜線很微弱。如A0已經沒有氦的譜線，有微弱的鎂與硅的離子譜線，也有鈣離子的譜線。

F：温度在6,000至7,500K之間，有離子化的金屬譜線，氫的譜線轉趨微弱但仍很明顯，鐵、鉻等自然態的金屬譜線開始出現。如F0的鈣離子線強烈，氫的譜線雖已減弱，但中性氫原子譜線與一階金屬離子線都很明顯。

G：温度在5,000至6,000K之間，有遊離的金屬、鈣譜線及部份的金屬譜線，氫原子的譜線更為微弱，分子譜線(CH)已經出現。如G0譜線以中性金屬線為主，鈣的離子線達到最強，氫氧根(G帶)的吸收線很強。

K：温度在3,500至5,000K之間，主要為金屬譜線。如K0在藍色的連續區強度微弱，氫線很微弱，有中性金屬譜線，分子譜線(CH、CN)依然存在。

M：温度低於3,500K，有金屬、分子及氧化物的譜線，氧化銻(TiO)的譜線成為最主要的譜線。如M0已有很強的分子帶，尤其是氧化銻、鈣原子的譜線強烈，紅色區呈現連續光譜；M5鈣原子的譜線很強，氧化銻的強度超過鈣。

此外，在巨星的區域內因為還有其他的元素參與核反應，所以還有R、S、N三種在巨星分支上才會用的分類；還有些恆星因為有些特殊譜線而不易歸類於其中，也會另外加上註解用的字母作為區別。

哈佛光譜分類法在制定之初，參考了太陽光譜的命名方法，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。而我們知道氫的譜線只在特定的温度範圍內才會明顯，温度太高或太低譜線都會減弱，所以當摩根與肯那使用温度來排列時，字母就不再能依序排列了；同時也參考其他原子的譜線，合併與刪除了一些重複的類型，將哈佛分類原來的16種分類改成為今日我們所看見的型態。

在天文學上使用的非常廣泛，為便於學生記憶，發展出了許多記憶用的口訣，其中最為人熟知的便是這一句：Oh! Be A Fine Girl Kiss Me，諷刺的是天文學家幾乎都是男性，但制定哈佛光譜分類法的卻是一羣女天文學家。

摩根-肯那光譜分類的記憶口訣還有如下所列的一些：

Oh By A Fine Glass Kill Me.

Oh Be A Fine Guy/Gal Kiss Me.

Oh Begone, A Friend's Gonna Kiss Me.

Only Boys Accepting Feminism Get Kiss Meaningfully.

這些還都是傳統的記憶口訣，在網絡上還可以找到各種不同場合（包括政治）的口訣。

O、 B、和A型有時被稱為早期形光譜 ，K和M稱為晚期型光譜，這與觀測無關，是依據20世紀初期的理論而來的，當時認為恆星誕生時是高温的早期型，然後温度逐漸下降成為低温的晚期型。現在知道這種説法是完全錯誤的。

約克光譜分類也稱為MKK系統，因為最早是在1943年由約克天文台的威廉·威爾遜·摩根、 Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同制定出來的。 這套分類法建立在光譜線對恆星表面重力的靈敏度上，與光度有關，也正好與根據表面温度來分類的哈佛分類法相輔相成。 由於巨星的半徑遠比矮星為大，因此在質量相差不大的情況下，兩者表面的重力、氣體密度和壓力，巨星都會比矮星要低。 這些差異在恆星上以光度的強弱表現出來，造成譜線被測量到的寬度和強度有所不同。在表面密度越高與重力越強的恆星上，因壓力產生的譜線變寬效應也就越明顯。

不同的光度分類的特徵如下：

0 ：超超巨星 (稍後才新增的);

Ia ：非常明亮的超巨星;

Iab

Ib ：不很亮的超巨星;

II ：亮巨星

IIa

IIab

IIb

III：普通的巨星

IIIa

IIIab

IIIb

IV ：次巨星，也稱為亞巨星;

IVa

IVab

IVb

V ：主序星，也稱為矮星;

Va

Vab

Vb

VI ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。

VII ：白矮星，(稍後才新增的，但不常用)

少數的情況下會分在兩類之間，例如Ia-0，表示是非常明亮的超巨星，但已經非常接近超超巨星。

因為描述的都是恆星表現在外的光度，所以常被稱為MKK光度分類法。

太陽在光譜分類上是G2V，這是結合了摩根-肯納(G2)與約克(V)兩種分類一起標示的。但實際上，太陽不是一顆黃色的星，而是個色温5870K的黑體，這是白色而且沒有黃色蹤影的，有時也作為白色的標準定義。

UBV 系統也稱為約翰遜系統，這是在恆星的 光度測量上才會使用到的分類。依據恆星在紫外線(U)、藍色(B)與目視(V)三種不同波長上的光度，對恆星進行UBV的光度測量來分類。這種分類法是美國天文學家哈洛德·約翰遜 (Harold Lester Johnson)和威廉·威爾遜·摩根( William Wilson Morgan)在1950年代提出的，當初選擇在可見光範圍最末端的藍色光是因為這是天文攝影也能觀察到的顏色。

在實際的運用上，天文學家會比較U、B、V三種顏色之間的光度差，稱為色指數，用以比較不同恆星間的差異。