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视向速度Radial-velocity视向速度是物体朝向视线方向的速度。一个物体的光线在视向速度上会受多普勒效应的支配，退行的物体光波长将增加(红移)，而接近的物体光波长将减少(蓝移) 。恒星的视向速度，能够经由高解析的光谱精确的测量，并且和在实验室内测出的已知谱线波长做比较。 在习惯上，正的视向速度表示物体在退行，如果是负值，物体则是在接近。在许多联星中，轨道运动通常都会造成每秒数公里的视向速度改变量。这些恒星谱线的变化肇因于多普勒效应，因此她们被称为光谱联星。研究视向速度可以估计恒星的质量和一些轨道要素，像是离心率、半长轴。同样的方法也被用在发现环绕恒星的行星上，在这种方法下测量的运动可以确定行星的轨道周期，而位移量的大小可以用来计算行星的质量。赫氏空隙维基百科，自由的百科全书赫氏空隙（Hertzsprung gap）是赫罗图上恒星团的一种特色。它是依据埃希纳赫茨普龙的发现命名的，他首先注意到在赫罗图上光谱类型A5到G0和绝对星等+1到-3的这一块区域(也就是在主序带上方到大约是1.5太阳质量的红巨星)是缺乏恒星的。当一颗恒星在演化过程中跨越了赫氏空隙，就意味着它已经结束氢核燃烧，但尚未开始氦核燃烧。恒星不会停留在赫氏空隙上，这是因为它们在赫罗图上的经过这一区域的迁徙非常快速(只有数千年，相较于恒星的生命周期是非常短暂的) 1)，在图中这一部分的恒星密度非常的低，在依巴谷卫星11,000颗恒星的完整赫罗图上显示，还是有一小撮恒星在这个区域2。当一颗恒星耗尽在核心进行核融合反应已共应能量的氢，核心就会收缩并且使温度升高，造成恒星的外层膨胀和变冷，同时恒星的亮度会逐渐增加而成为一颗红巨星，导致在赫罗图上移动的轨迹移动至右上角。然后，核心的温度一旦达到3x10K，氦便会开始燃烧。氦在核心的燃烧终止了恒星表面温度的下降，并使亮度增加，因此恒星在赫罗图上的位置改为向左边移动，这是一个水平分支(对第二星族)或是红群聚(对第一星族)。水平分支（HB）是质量与太阳相近的恒星，紧接在红巨星分支后面的一个恒星演化阶段。水平分支恒星的能量来自核心的氦融合（经由3氦反应）和围绕着核新壳层的氢融合。水平分支的名称来自于这些恒星在色光图上几乎是水平的排列者。许多水平分支星都是脉动的天琴座RR变星。另一类属于所谓的红群聚恒星，是第一星族星（相对较年轻的）的恒星，而HB恒星是第二星族星。她们将在其核心He枯竭后演化成渐近巨星支的恒星。所以，当核心的氦燃烧结束之后，恒星在赫罗图上又将转向右并且向上移动，移动的路径几乎与早先成为红巨星的路径并列，因此称为渐近巨星分支。在这个演化阶段的恒星称为AGB恒星。它每个周期之间太接近的间隙而不可能纯粹的是径向振动色指数维基百科，自由的百科全书色指数是天文学中利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。要测量出这个指数，观测者需要使用两种不同的滤镜，U和B或B和V，依序测出目标物的光度。这是一套很常用的通带或滤镜测光系统，U是对紫外线灵敏的滤镜，B是对蓝光灵敏的滤镜，V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜（参考UBV系统）。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数，数值越小，恒星的颜色越接近蓝色；反之，色指数越大，颜色越红（或温度越低）。 这是一系列以对数显示的结果，明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小（可以为负值）。在比较上，淡黄色的太阳B-V色指数为0.6560.0051，蓝色的参宿七B-V的数值为-0.03（参宿七的B星等为0.09，V星等为0.12，B-V = -0.03）2。遥远天体的色指数通常都会受到星际消光的影响也就是星际红化的现象比近距离的天体明显。红化的总量以色余这种特性来表示，在定义上是观测得到的色指数和正常的色指数（或本质的色指数），假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如，在UBV测光系统，我们可以将B-V颜色写成：EB ? V = (B ? V)Observed ? (B ? V)Intrinsic大部分光学领域的天文学家使用的通带是UVBRI滤镜，此处U、B和V与前述的相同，R是红色滤镜，I是红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字，称为强生-考欣滤镜系统（Johnson-Cousins filter system）（见参考资料）。这些滤镜有时会和光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合，像是M. S. Bessel就是设置在平台上的特殊滤镜传导组合，可以对色指数进行定量的演算。严格来说，选择一组适当的滤镜时，必须考虑待测天体的温度范围：B-V适合中间范围的温度，U-V适合高温的天体，而R-I适用于低温的天体。恒星光谱维基百科，自由的百科全书（重定向自恆星光譜分類）太阳光谱在天文学，恒星分类是将恒星依照光球的温度分门别类，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。恒星光谱分类20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，结果发现它们与颜色也有关系. 蓝色:“O”型 蓝白色“B”型 白色:“A”型 黄白色:“F”型 黄色:“G”型 橙色:“K”型 红色:“M”型目录隐藏 1西奇分类 2哈佛光谱分类 3摩根-肯那光谱分类法o 3.1光谱的排序o 3.2罕用的光谱类型 4白矮星的分类o 4.1物理性质(附加字母)o 4.2温度标示 5约克光谱分类 6UBV 系统 7相关条目 8外部链接 9参考资料编辑西奇分类在1860至1870年间，安吉洛西奇神父为了分辨观察到的恒星光谱，创造了早期的光谱分类法。在1868年，他已经将光谱分为四类：123 第一类：白色和蓝色的恒星，光谱有厚重的氢线和金属线。（现在的A类） 第二类：黄色星 氢的强度减弱，但是金属线更为明显。（现在的G和K类） 第三类：有宽阔谱线的橘色星。（现在的M类） 第四类：有明显碳带的红色星和碳星。在1878年，他增加了第五类：1 第五类：发射谱线的恒星（f.ex. Be、Bf等）这种分类法在19世纪的90年代末期由哈佛分类法取代，其余的部分在下述的文章中谈论。4编辑哈佛光谱分类赫罗图的横座标是光谱的型态，依照温度的顺序由左向右依序为O、B、A、F、G、K、M等类型，是由哈佛大学天文台发展出来的，所以称为哈佛分类法。1894年，哈佛大学天文台开始对恒星光谱作有系统的分类，在安妮坎农的主持下，经历了40年时间，到1934年共分析了数十万颗恒星的光谱，编纂成10册的亨利德雷伯星表及其扩充星表，并发展出现在使用的摩根-肯那光谱分类法。类型温度约定的颜色看见的颜色56质量(太阳质量)半径(太阳半径)亮度氢线主序星的比例%7O30,000以上蓝色蓝色64M16R1,400,000L弱0.00003%B10,00030,000K蓝到蓝白色蓝白色18M7R20,000L一般0.13%A7,50010,000K白色白色3.1M2.1R40L强烈0.6%F6,0007,500K淡黄的白色白色1.7M1.4R6L一般3%G5,0006,000K黄色淡黄的白色1.1M1.1R1.2L弱7.6%K3,5005,000K橙色黄橙色0.8M0.9R0.4L十分弱12.1%M2,0003,500K红色橙红色0.4M0.5R0.04L十分弱76.45%赫罗图编辑摩根-肯那光谱分类法这是目前最通用的恒星分类法，依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径和亮度皆与太阳比较)，但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类，将恒星的光谱分成七大类，每类再细分为十小类。但目前最热的星为O5，最暗的星为M5，即O型只有五小类，M型只有六小类，总计为61小类。各类型的特性如下： O：温度高于25,000K，有游离的氦光谱，氢的谱线不明显，在紫外线区的连续光谱强烈。多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去两个电子，硅失去三个电子。 B：温度在11,000至25,000K之间，氦原子谱线呈现中性，硅则失去1或2个电子，氧和镁原子失去1个电子。如B0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。 A：温度在7,500至11,000K之间，光谱以氢原子的谱线最强烈，硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。如A0已经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。 F：温度在6,000至7,500K之间，有离子化的金属谱线，氢的谱线转趋微弱但仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如F0的钙离子线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。 G：温度在5,000至6,000K之间，有游离的金属、钙谱线及部份的金属谱线，氢原子的谱线更为微弱，分子谱线(CH)已经出现。如G0谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(G带)的吸收线很强。 K：温度在3,500至5,000K之间，主要为金属谱线。如K0在蓝色的连续区强度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(CH、CN)依然存在。 M：温度低于3,500K，有金属、分子及氧化物的谱线，氧化钛(TiO)的谱线成为最主要的谱线。如M0已有很强的分子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱；M5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，所以还有R、S、N三种在巨星分支上才会用的分类；还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中，也会另外加上注解用的字母作为区别。编辑光谱的排序哈佛光谱分类法在制定之初，参考了太阳光谱的命名方法，以氢原子光谱为依据，依照强弱以字母A、B、C、D的顺序来标示，A型就是氢谱线最强烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此类推。而我们知道氢的谱线只在特定的温度范围内才会明显，温度太高或太低谱线都会减弱，所以当摩根与肯那使用温度来排列时，字母就不再能依序排列了；同时也参考其他原子的谱线，合并与删除了一些重复的类型，将哈佛分类原来的16种分类改成为今日我们所看见的型态。摩根-肯那光谱在天文学上使用的非常广泛，为便于学生记忆，发展出了许多记忆用的口诀，其中最为人熟知的便是这一句：Oh! Be A Fine Girl Kiss Me，讽刺的是天文学家几乎都是男性，但制定哈佛光谱分类法的却是一群女天文学家。摩根-肯那光谱分类的记忆口诀还有如下所列的一些： Oh By A Fine Glass Kill Me. Oh Be A Fine Guy/Gal Kiss Me. Oh Begone, A Friends Gonna Kiss Me. Only Boys Accepting Feminism Get Kiss Meaningfully.这些还都是传统的记忆口诀，在网络上还可以找到各种不同场合（包括政治）的口诀。O、 B、和A型有时被称为早期形光谱，K和M称为晚期型光谱，这与观测无关，是依据20世纪初期的理论而来的，当时认为恒星诞生时是高温的早期型，然后温度逐渐下降成为低温的晚期型。现在知道这种说法是完全错误的。 (参见：恒星演化)。编辑罕用的光谱类型有一些罕用的光谱分类，只适用在少数的恒星上： W：2500050000K -沃夫-瑞叶星。 L：1,500 - 2,000 K 恒星的质量不足以让氢的核聚变持续进行的棕矮星。L代表锂，在恒星内会很快的蜕变。 T：1,000 K 比棕矮星温度更低的恒星，在光谱中有甲烷的谱线。 C：碳星. R：以前是光谱中有碳星谱线的K型恒星。 N：以前是光谱中有碳星谱线的M型恒星。 S：原本是M型的恒星，但正常的氧化锑谱线被氧化锌谱线取代。 D：白矮星，例如，天狼 B编辑白矮星的分类D代表的是白矮星，为低质量恒星在结束它们生命时的终点。白矮星的光谱可以细分为DA, DB, DC, DO, DX, DZ, 和DQ。要注意的是附加的字母并不是用在恒星本身，只是在说明在白矮星外围大气层的状况。白矮星的分类如下： DA：外围或大气层有丰富的氢，光谱中有巴尔曼系列的谱线。 DB：外围或大气层有丰富的氦，光谱中有中性氦原子的谱线。 DO：光谱以氦离子谱线为主，也可能有微弱的氢与氦原子谱线。 DQ：外围或大气层有丰富的碳，光谱中有碳原或分子的谱线。 DZ：外围或大气层有丰富的金属，光谱中有钙离子的谱线。 DC：光谱中没有上述各型特征的谱线，也就是说光谱几乎是连续光谱。 DX：谱线的特征不明确，不能确切分类的。A,B,O,Q等谱线的特征如果出现在同一颗白矮星的光谱中，也可以同时列出。编辑物理性质(附加字母)为了更明确描述白矮星的物理状态，会再使用第二个字母来说明： P：光谱被偏极化 H：谱线有在磁场下因塞曼效应产生分裂的现象 V：变星 PEC：特殊的谱线编辑温度标示白矮星的光谱也有由19的数字系列来界定表面温度的范围，1的温度约在37,500K以上，9的温度约为5,500K。是以50,400K为基数，除以白矮星表面的有效温度所得到的商数。1编辑约克光谱分类约克光谱分类也称为MKK系统，因为最早是在1943年由约克天文台的威廉威尔逊摩根、Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同制定出来的。 这套分类法建立在光谱线对恒星表面重力的灵敏度上，与光度有关，也正好与根据表面温度来分类的哈佛分类法相辅相成。 由于巨星的半径远比矮星为大，因此在质量相差不大的情况下，两者表面的重力、气体密度和压力，巨星都会比矮星要低。 这些差异在恒星上以光度的强弱表现出来，造成谱线被测量到的宽度和强度有所不同。在表面密度越高与重力越强的恒星上，因压力产生的谱线变宽效应也就越明显。赫罗图光谱型态棕矮星白矮星红矮星次矮星矮星(主序星)次巨星巨星亮巨星超