恒星的光谱和赫罗图.pptVIP

***恒星的光谱和赫罗图恒星光谱(stellarspectrum)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恒星光谱的分类恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。（与元素特征谱线对应）分光镜3.Harvard光谱分类 Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出的恒星光谱分类法。安妮·坎农（AnnieJumpCannon，1863年12月11日－1941年4月13日），美国女天文学家，在恒星光谱分类方面做出了开创性的工作分类判据：恒星光谱中巴耳末线的强度与恒星温度恒星光谱分成O,B.A,F,G,K,M七种光谱型(spectraltype)。每一种光谱型可以继续分为十个子型。用阿拉伯数字0~9表示太阳的光谱型为G2.光谱型表面温度(K)颜色特征谱线O30,000蓝强电离He线，重元素多次电离线B20,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，H线A10,000白H线，重元素一次电离线F7,000黄白重元素一次电离线，H线和中性金属线G6,000黄重元素一次电离线，中性金属线K4,000红橙中性金属线，重元素一次电离线M3,000红中性金属线，分子带今的光谱分类主要是在可见光波段进行的。氢在此波段只有巴耳末线，是处于第二能级的中性氢原子产生的。在温度较低的M型星中，恒星的紫外辐射和碰撞都很弱，大部分氢处于基能级，第二能级氢原子少，故巴耳末线微弱。温度升高时，紫外辐射增强，碰撞激发增多，越来越多的氢原子被激发到第二能级,因此,光谱型由K、G、F到A型，巴耳末线逐步增强，在A0附近达到最强。温度进一步增高时，氢原子的电离度增高，中性氢原子总数减少,故巴耳末线由A到B型减弱，到O型就基本上消失了。其他元素谱线的变化，也可用同样的原理来解释。4.赫罗图(H-Rdiagram)由丹麦天文学家E.Hertzsprung和美国天文学家H.R.Russell创制的恒星的光度(绝对星等、光谱型)–表面温度分布图。恒星天文学的基础首推赫罗图。赫罗图在天文学中的地位有如元素周期表之于化学。绝对星等规律性：图的左上方到右下方大致沿着对角线点的分布很密集，成带状，占总数的90%，天文学家把这条带称为主星序，带上的恒星称为主序星（大多数恒星亮度和温度呈正相关）在图的右上方，有一个星比较密集的区，这里的星光度很大，但表面温度却不高，呈红色，这表明它们的体积十分巨大，所以叫红巨星左下方也有一个星比较密集的区，这里的星表面温度很高，呈蓝白色，光度却很小，这表明它们的体积很小，所以叫白矮星色指数（照相星等与仿视星等之差）恒星在赫罗图上的分布特征主序星白矮星红巨星蓝超巨星01030204***