恆星光譜

恆星譜形態決恆星質、化運狀態。譜包含恆星各豐富息。迄今恆星質識，乎譜研究。

研究途徑 

恆星譜研究容異廣泛，觀測角，途徑。證譜線確元素豐。二測量多普勒效應引起的譜線位移和變寬(見譜線的形成和致寬)，由此來研究天體的運動狀態和譜線生成區。第三是測量恆星光譜中能量隨波長的變化，包括連續譜能量分佈、譜線輪廓和等值寬度等。這些特性同恆星大氣中的溫度、壓力、運動、電磁過程以及輻射轉移過程有關，是恆星大氣理論的主要觀測依據。

研究的主要成果 

譜線證認。一般可根據基爾霍夫定律將恆星光譜同實驗室光譜直接比較后確定產生譜線的化學成分。恆星的譜線無法在實驗室中獲得時，只有通過對原子和分子結構的深入分析，才能完成證認。在恆星光譜中已證認出元素周期表中90％左右的天然元素，但還有一些恆星光譜線至今沒有證認出來。

元素丰度 。即元素的相對含量，是在證認的基礎上根據譜線相對強度或輪廓推算出來的。結果表明，絕大多數恆星的元素丰度基本相同：氫最豐富，按質量計約佔71％；氦次之，約佔27％；其餘元素約合佔2％。這稱為正常丰度。有少數恆星的元素丰度與正常丰度不同，一般說來，這與恆星的年齡有關。

光譜分類的解釋 。恆星光譜一般是在連續譜上有吸收線（即暗線），大部分可按MK二元系統（見恆星光譜分類）區分。吸收線的存在表明恆星大氣外層溫度較低，它對來自溫度較高的內層的輻射進行選擇吸收。元素丰度相同的恆星的光譜差異，是因恆星大氣中溫度和壓力的不同造成的。現以氫為例說明光譜的變化。我們知道，迄今的光譜分類主要是在可見光波段進行的。氫在此波段只有巴耳末線，是處於第二能級的中性氫原子產生的。在溫度較低的M型星中，恆星的紫外輻射和碰撞都很弱，大部分氫處於基能級，第二能級氫原子少，故巴耳末線微弱。溫度升高時，紫外輻射增強，碰撞激發增多，越來越多的氫原子被激發到第二能級，因此，光譜型由K、G、F到A型，巴耳末線逐步增強，在A0附近達到最強。溫度進一步增高時，氫原子的電離度增高，中性氫原子總數減少，故巴耳末線由A到B型減弱，到O型就基本上消失了。其他元素譜線的變化，也可以用同樣的原理來解釋。

溫度相同的巨星和矮星間光譜的差異，是由於壓力不同引起的。巨星大氣中的壓力比矮星低，電離較容易；有些元素如鍶，對壓力特別敏感，電離的比例大；因此巨星光譜中電離鍶譜線就比矮星光譜中強得多。又如氫線，在矮星光譜中寬而漫，在巨星光譜中窄而銳，這也是由壓力效應決定的。根據光譜中的壓力效應能夠決定恆星的光度。

發射線光譜。少數恆星光譜中除吸收線外，還有發射線（即明線），有些恆星只有發射線。發射線一般是由離星體較遠處的稀薄氣體即星周氣體(見星周物質)產生的，但這些氣體延伸範圍很小，觀測者無法將星周氣體同星體分開，所以人們觀測到的是恆星光譜和星周氣體光譜的混合。

星周氣體一般是從星體拋射出來的，有的在星體周圍形成一個近似球狀的延伸包層，有的形成一個繞星氣環或氣盤。星周氣體的形狀、大小、密度、運動方式，決定著發射線的輪廓和寬度。有發射線的恆星數目不多，但發射線的存在表示它們經歷過或正在經歷著不穩定的拋射過程，這對於研究恆星演化中的不穩定階段有重要作用。

視向速度。關於恆星的許多知識，是從視向速度在光譜上產生的多普勒效應的研究中得到的。例如，密近雙星的兩子星不能從照片上加以區分，但它們的軌道運動引起光譜線位置的周期性擺動。這不但是發現雙星的一種途徑，而且提供了測定恆星質量的重要方法。視向速度的測量對認識脈動變星的本質起決定性的作用，它證明這類星的光變是由於星體的脈動而不是由於掩食引起的。多普勒效應的另一重要表現，是對譜線輪廓的影響。當恆星快速自轉且自轉軸同視線相交成頗大的角度時，譜線會變寬、變淺。由此發現，許多早型星（特別是Be星）有快速自轉現象（見恆星自轉）。許多不穩定星的物質拋射和氣體包層的運動，也在譜線輪廓中顯示出來。沃爾夫－拉葉星、氣殼星、天鵝座P型星、新星和類新星等，都具有這類光譜特徵。例如，從譜線輪廓形狀和寬度的測量得知，新星爆發時物質拋射的速度達到每秒數千公里。

磁星。當恆星具有足夠強的磁場時，譜線將分裂為兩條或更多條支線，它們具有不同的偏振特性，這稱為塞曼效應。通過這種效應，發現了100多顆恆星的磁場，其強度的數量級為千高斯，個別的達萬高斯。這些星稱為磁星，它們大部分是A型特殊星。

星際物質 。恆星發來的光通過漫長距離的星際空間，所以恆星光譜中還包含有星際氣體和塵粒的信息。在許多亮星的高色散光譜中，發現有星際物質中的中性鈉、鉀、鐵、鈣和電離鈦、電離鈣以及其他分子的譜線。許多星際譜線是多重的，說明星光經過了好幾個具有不同速度的氣體雲。星際塵粒對星光的影響主要是散射，這種效應對藍光較強，對紅光較弱，因而較遠的星顯得較紅，這稱為星際紅化。通過對紅化的測量，可以估計塵粒的直徑。將紅化效應同恆星光譜型進行對比，可以粗略地估計恆星的距離。

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。採用不同的分類標準，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