17.3: 恒星光谱（和褐矮星）
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学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 描述天文学家如何使用光谱类别来表征恒星
- 解释恒星和褐矮星的区别
测量颜色只是分析星光的一种方法。 另一种方法是使用摄谱仪将光分散到光谱中（参见《辐射与光谱》和《天文仪器》章节）。 1814年，德国物理学家约瑟夫·弗劳恩霍夫（Joseph Fraunhofer）观察到太阳光谱显示出穿过连续色带的黑线。 19 世纪 60 年代，英国天文学家威廉·哈金斯爵士和玛格丽特·哈金斯夫人（图\(\PageIndex{1}\)）成功地将恒星光谱中的一些线条识别为地球上已知元素的线，这表明在太阳和行星中发现的化学元素与恒星中存在相同的化学元素。 从那时起，天文学家一直在努力完善获取和测量光谱的实验技术，他们对可以从光谱中学到的东西有了理论上的理论理解。 如今，光谱分析已成为天文学研究的基石之一。
恒星光谱的形成
当首次观测到不同恒星的光谱时，天文学家发现它们并不完全相同。 由于黑线是由恒星中存在的化学元素产生的，因此天文学家首先认为光谱彼此不同，因为恒星并非都是由相同的化学元素组成的。 事实证明这个假设是错误的。 恒星光谱看起来不同@@ 的主要原因是因为恒星的温度不同。 大多数恒星的成分与太阳几乎相同，只有少数例外。
例如，氢是迄今为止大多数恒星中最丰富的元素。 但是，在最热和最酷的恒星的光谱中看不到氢线。 在最热恒星的大气中，氢原子被完全电离。 由于电子和质子是分离的，因此电离氢无法产生吸收线。 （回想一下 “光谱线的形成” 部分，这些线是围绕原子核轨道运行的电子改变能级的结果。）
在最酷的恒星的大气层中，氢原子附着电子，可以切换能量水平以产生线。 但是，实际上，这些恒星中的所有氢原子都处于最低能量状态（未激发），因此只能吸收那些能够将电子从第一个能级提升到更高水平的光子。 有足够能量来做到这一点的光子位于电磁光谱的紫外线部分，而来自凉爽恒星的辐射中的紫外光子很少。 这意味着，如果你用一台典型的望远镜在地球表面观测一颗非常热或非常酷的恒星的光谱，那么该恒星中最常见的元素氢气将显示出非常微弱的光谱线或者根本没有。
光谱可见部分（称为巴尔默线）中的氢线在中等温度的恒星中最强，不太热也不会太冷。 计算表明，产生可见氢线的最佳温度约为10,000 K。在这个温度下，相当数量的氢原子被激发到第二个能量水平。 然后，它们可以吸收额外的光子，升至更高的激发水平，并产生一条暗吸收线。 同样，所有其他化学元素，在其可能的电离阶段都有一个特征温度，在该温度下，它最有效地产生光谱中任何特定部分的吸收线。
恒星光谱的分类
天文学家使用在恒星光谱中观测到的线条模式将恒星分为光谱类别。 由于恒星的温度决定了其光谱中存在哪些吸收线，因此这些光谱类别是衡量其表面温度的指标。 有七个标准光谱类别。 从最热到最冷，这七个光谱类别被指定为 O、B、A、F、G、K 和 M。最近，天文学家为更酷的天体增加了另外三个类别——L、T 和 Y。
此时，你可能会惊奇地看着这些字母，问自己为什么天文学家没有将光谱类型称为 A、B、C 等等。 正如我们向你讲述历史的那样，你会看到，这是一个传统战胜常识的例子。
19 世纪 80 年代，威廉娜·弗莱明（Williamina Fleming）设计了一种系统，根据氢气吸收线的强度对恒星进行分类。 线条最强的光谱被归类为 “A” 星，第二强的 “B”，依此类推，按字母顺序归类为 “O” 星，其中的氢线非常弱。 但是我们在上面看到，光靠氢线并不是对恒星进行分类的好指标，因为当恒星变得太热或太冷时，氢线会从可见光谱中消失。
19 世纪 90 年代，Annie Jump Cannon 修改了这个分类系统，只关注原始系统中的几个字母：A、B、F、G、K、M 和 O。Cannon 没有重新开始，而是按照温度降低的顺序将现有类别重新排列为我们学到的顺序：O、B、A、F、G、K、M。你可以在本节后面的《安妮·坎农：恒星分类器》的专题报道中读到，她一生中对大约 500,000 颗恒星进行了分类，通过观察恒星光谱每分钟最多对三颗恒星进行分类。
斯隆数字天空调查
要深入了解光谱类型，请探索斯隆数字天空调查的互动项目，在该项目中，你可以自己练习对星星进行分类。
为了帮助天文学家记住这个疯狂的字母顺序，坎农创建了一个助记词：“哦做个好女孩，吻我。” （如果你愿意，你可以轻松地用 “男生” 代替 “女孩”。） 其他我们希望与你无关的助记符包括 “哦兄弟，天文学家经常给杀手中期考试” 和 “天啊，F 级会杀死我！” 有了新的 L、T 和 Y 光谱类别，助记符可能会扩展为 “哦做个好女孩（伙计），这样亲我，哟！”
除了可能仍在定义的 Y 类之外，这些光谱类别中的每一个都被进一步细分为 10 个子类，由数字 0 到 9 指定。 B0 恒星是最热的 B 星类型；B9 恒星是最酷的 B 星类型，仅比 A0 星稍热一点。
还有一个词汇：出于历史原因，天文学家称所有元素都比氦金属重，尽管其中大多数不显示金属特性。 （如果你对天文学家使用的奇特术语感到恼火，请记住，人类活动的每个领域都倾向于发展自己的专业词汇。 现在只需尝试阅读信用卡或社交媒体协议表即可，无需接受法律培训！）
让我们来看看恒星光谱如何随温度变化的一些细节。 （正是这些细节使安妮·坎农能够以每分钟三颗最快的速度识别出恒星的光谱类型！） 如图所\(\PageIndex{2}\)示，在最热的 O 星（温度超过 28,000 K 的恒星）中，只有电离氦和其他元素的高电离原子线显而易见。 在大气温度约为 10,000 K 的 A 星中，氢线最强。在温度为 6000 至 7500 K（光谱类型 F）的恒星中，氢线最为显眼。 在最酷的 M 星（低于 3500 K）中，氧化钛和其他分子的吸收带非常强。 顺便说一下，分配给太阳的光谱等级是G2。 表中总结了光谱类别的顺序\(\PageIndex{1}\)。
| 光谱等级 | 颜色 | 大概温度 (K) | 主要特点 | 示例 |
|---|---|---|---|---|
| O | 蓝色 | > 30,000 | 中性和电离氦线、弱氢线 | 10 Lacertae |
| B | 蓝白色 | 10,000—30,000 | 中性氦线、强氢线 | Rigel，Spica |
| 一个 | 白色 | 7500—10,000 | 最强氢线、弱电离钙线、弱电离金属（例如铁、镁）线 | 天狼星，维加 |
| F | 黄白色 | 6000—7500 | 强氢线、强电离钙线、弱钠线、许多电离金属线 | Canopus，Procyon |
| G | 黄色 | 5200—6000 | 较弱的氢线、较强的电离钙系、强的钠系、许多电离和中性金属线 | 太阳，嘉佩乐 |
| K | 橙子 | 3700—5200 | 非常弱的氢线、强的电离钙线、强钠线、许多中性金属线 | Arcturus，Aldebaran |
| M | 红色 | 2400—3700 | 中性金属的强线和氧化钛的分子带占主导地位 | Betelgeuse，Antares |
| L | 红色 | 1300—2400 | 金属氢化物线、碱金属线（例如钠、钾、） | Teide 1 |
| T | 洋红色 | 700—1300 | 甲烷生产线 | Gliese 229B |
| Y | 红外线 1 | < 700 | 氨气管线 | WISE 1828+2650 |
要了解光谱分类的工作原理，让我们使用图\(\PageIndex{2}\)。 假设你有一个光谱，其中氢系的强度大约是在 A 星中看到的氢线的一半。 看看我们图中的线条，你会发现恒星可能是 B 星或 G 星。 但是，如果光谱中还包含氦线，则它是 B 星，而如果它包含电离铁和其他金属线，则必须是 G 星。
如果你看图\(\PageIndex{3}\)，你会发现你也可以为一颗类型尚不为人知的恒星分配光谱等级。 你所要做的就是将光谱线的模式与类型已经确定的标准恒星（如图所示）相匹配。
颜色和光谱类别都可用于估计恒星的温度。 光谱更难测量，因为光线必须足够明亮才能分散到彩虹的所有颜色中，而且探测器必须足够灵敏才能对单个波长做出反应。 为了测量颜色，探测器只需要对同时通过所选彩色滤镜的多个波长做出响应，即对所有蓝光或所有黄绿色光做出响应。
安妮·坎农：星星分类器
安妮·贾普·坎农于 1863 年出生于特拉华州（图\(\PageIndex{4}\)）。 1880年，她去了韦尔斯利学院，这是美国为教育年轻女性而开设的新一代大学之一。 韦尔斯利当时只有5岁，在该国拥有第二个学生物理实验室，并提供了出色的基础科学培训。 大学毕业后，坎农与父母共度了十年，但她非常不满意，渴望从事科学工作。 1893年母亲去世后，她回到韦尔斯利担任助教，并在与哈佛大学有联系的女子学院拉德克利夫上课。
在1800年代后期，哈佛天文台主任爱德华·皮克林在他雄心勃勃的恒星光谱分类计划中需要大量帮助。 这些研究的基础是收集了近一百万颗恒星的巨大照相光谱，这些光谱是从马萨诸塞州哈佛大学天文台及其在南美和南非的远程观测站多年观测中获得的。 皮克林很快发现，受过教育的年轻女性可以被聘为助理，工资是男性工资的三分之一或四分之一，而且她们往往会忍受受过相同教育的男性无法容忍的工作条件和重复性工作。 这些女性被称为哈佛计算机。 （我们应该强调，天文学家并不是唯一一个就上流社会、受过教育的女性在家外工作的相对较新的观念得出这样的结论：女性在许多领域都受到剥削和低估。 这是我们的社会才刚刚起步的遗产。）
坎农被皮克林聘为帮助对光谱进行分类的 “计算机” 之一。 她变得非常擅长，以至于她可以直观地检查和确定每小时数百颗恒星的光谱类型（向助手口述她的结论）。 她在研究哈佛摄影版时发现了许多发现，包括300颗变星（亮度定期变化的恒星）。 但她的主要遗产是一份精彩的数十万颗恒星的光谱类型目录，这为二十世纪大部分天文学奠定了基础。
1911年，一个天文学家访问委员会报告说，“她是世界上唯一能够快速准确地完成这项工作的人”，并敦促哈佛根据坎农的技能和声誉正式任命坎农。 但是，直到1938年，哈佛才任命她为大学的天文学家；她当时只有75岁。
坎农获得了牛津大学授予女性的第一个荣誉学位，她成为第一位当选美国天文学家主要专业组织美国天文学会官员的女性。 她慷慨地捐赠了自己赢得的主要奖项之一的钱，为天文学界女性设立了一个特别奖，现在被称为 Annie Jump Cannon Prize。 实际上，她一直对恒星光谱进行分类，直到 1941 年生命的尽头。
光谱等级 L、T 和 Y
坎农设计的方案一直运作良好，直到1988年，天文学家开始发现比M9型恒星还要酷的天体。 我们之所以使用 “物体” 这个词，是因为许多新发现不是真正的恒星。 恒星被定义为在其生命周期的某个时间段内 100% 的能量来自使太阳发光的相同过程——氢核（质子）聚变为氦气的物体。 质量小于太阳质量约7.5％（太阳约0.075 米）的物体不会变得足够热，无法进行氢聚变。 甚至在第一颗这样的 “失效恒星” 被发现之前，这类质量介于恒星和行星之间的物体就被命名为褐矮星。
褐矮星很难观察，因为它们非常微弱和凉爽，而且它们将大部分光照射到光谱的红外部分。 直到建造了像夏威夷的凯克望远镜这样的超大型望远镜和开发出非常灵敏的红外探测器之后，才成功寻找褐矮星。 第一个褐矮星是在 1988 年发现的，截至 2015 年夏天，已知的褐矮星已超过 2200 个。
最初，褐矮星被赋予了诸如 M10 + 或 “比 M9 凉爽得多” 之类的光谱等级，但现在已知的褐矮星很多，可以开始分配光谱类型。 最热的褐矮星被指定为L0—L9类型（温度在2400—1300 K之间），而更凉爽（1300—700 K）的物体被指定为T0—T9类型（图\(\PageIndex{5}\)）。 在 L 级褐矮星中，在 M 星中很强的氧化钛线已经消失了。 这是因为 L 矮星太酷了，原子和分子可以在大气中聚集成尘埃颗粒；钛被锁在尘粒中，而不是用来形成氧化钛分子。 存在蒸汽（热水蒸气）管线，以及一氧化碳和中性钠、钾、铯和钌的管线。 甲烷（CH4）线在T类褐矮星中很强，因为甲烷存在于我们自己的太阳系中巨型行星的大气中。
2009 年，天文学家发现了温度为 500—600 K 的超酷褐矮星。这些天体表现出氨气（NH3）产生的吸收线，这在 T 矮星中是看不到的。 为这些物体创建了一个新的光谱等级 Y。 截至2015年，已经发现了二十多个属于光谱等级Y的褐矮星，其中一些的温度与人体的温度相当（约300 K）。
大多数褐矮星一开始都是从大气温度和光谱谱开始的，就像光谱等级为 M6.5 及更高版本的真恒星一样，尽管褐矮星的内部温度和密度不够高，无法融合氢气。 实际上，褐矮星和真星的光谱在 M 到 L 晚期的光谱类型之间非常相似，因此仅凭光谱无法区分这两种类型的物体。 需要对质量进行独立测量才能确定特定物体是褐矮星还是质量非常低的恒星。 由于褐矮星在其整个生命周期中稳步冷却，因此给定褐矮星的光谱类型在十亿年或更长时间内会随着时间的推移而变化，从 M 晚期到 L、T 和 Y 光谱类型。
低质量褐矮星与高质量行星
褐矮星的一个有趣特性是，无论质量如何，它们的半径都与木星差不多。 令人惊讶的是，它涵盖了大约是木星（M J）质量的13到80倍的质量范围。 这可能使区分低质量褐矮星和高质量行星变得非常困难。
那么，低质量褐矮星和高质量行星有什么区别呢？ 国际天文学联盟认为其显著特征是氘聚变。 尽管褐矮星不能维持常规的（质子-质子）氢聚变，但它们能够融合氘气（一种罕见的氢气，原子核中有一个质子和一个中子）。 氘的聚变可以在低于氢聚变的温度下发生。 如果一个物体的质量足以融合氘气（大约 13 M J 或 0.012 M 太阳），则它就是褐矮星。 小于 13 M J 的物体不会融合氘气，通常被视为行星。
摘要
恒星光谱的差异主要是由于温度的差异，而不是成分的差异。 恒星的光谱是用光谱类别描述的。 按温度降低的顺序，这些光谱类别为 O、B、A、F、G、K、M、L、T 和 Y。它们进一步分为从 0 到 9 编号的子类。 最近添加了 L、T 和 Y 类，用于描述新发现的比 M9 更酷的类恒星物体（主要是褐矮星）。 我们的太阳的光谱类型为 G2。
脚注
1 钠和钾原子的吸收会使 Y 矮星看起来比 L 矮星少一点。
词汇表
- 褐矮星
- 大小介于行星和恒星之间的物体；大约质量范围从太阳质量的1/100到自我维持的核反应的质量下限，约为太阳质量的0.075；褐矮星能够进行氘聚变，但不能进行氢聚变
- 光谱等级
- （或光谱类型）使用光谱特征根据恒星的温度对恒星进行分类；类型为 O、B、A、F、G、K 和 M，最近的调查显示，最近为较冷的类恒星物体添加了 L、T 和 Y