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哈佛光谱序列为什么可以理解为恒星的温度序列

2019-11-10来源:亿智蘑菇

恒星,很多人都知道它是氢氦的聚合体,本质上也就是氢气团因引力收缩挤压产生高温而开启氢聚变成氦的一个氢氦团聚合体。但是,这个氢氦团的聚合体的本身其实还是参杂有其他的物质存在的,那么,我们到底是怎么知道恒星的组成成分到底是怎么样的呢?其实很多人都知道了,那就是光谱。

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哈佛光谱序列为什么可以理解为恒星的温度序列

以太阳为例,在物理学中,当背景亮,而大气的温度低的时候,光谱就会出现吸收线,反过来的则是发射线。

吸收线:在太阳的连续光谱中,有2万多条粗细不等,分布不均的暗黑线。

发射线,在太阳的连续光谱中,有成千上万条明亮的光谱线。

在恒星的光谱中,根据其波长由长至短的排列,恒星的电磁辐射可分为射电、红外、可见光、紫外、X射线以及γ射线等波段,而这些波段中,可见光却又可以再分为七色光。

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不同的原子所拥有的能级,电离能以及结构不同,因而每种不同的原子均有不同特征的光谱线。在典型的恒星光谱中,以上图恒星光谱图中的第1条光谱图为例,它明显是连续不断的,几乎没有什么光谱的发射线或者吸收线。而第二条则出现了明显的几条断缝,这断缝的部位其实就是被某种成分给吸收掉的吸收线,至于图下严重缺失的波段的光谱带所对应的就是Na、H、Ca、Hg、Ne等的发射线。

很多人都知道光谱序列可以用来检测恒星大气中所含有的化学物质,但很多人却不知道它的诞生到底耗费了多少科研人员的心血。

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早在1885年的时候,哈佛大学的天文台就开始了利用将棱镜放置在望远镜的物镜以达到对光线进行分光的方法而对恒星光谱的分类做了很大规模很长时间的研究,直至1924年,也就是在这39年的时间里,这天文台共完成了多达225000多颗恒星的光谱分类。这些光谱的分类可以视为近代天文史上的一笔巨作,这笔巨作为以后的天文学研究恒星的演化提供了非常丰富的参考资料。

哈佛光谱序列为什么可以理解为恒星的温度序列

在这部哈佛光谱分类的巨作中,从O开始,然后到B、A、F、G、K、M,这光谱所对应的其实就是恒星表面上的温度,比如说O,即是O型星,它的表面温度至少会在30000k以上,而这30000k的光谱线里面,主要的就是氢,还有少部分的氦。随着光谱序列表中的温度下降,即是由O往下走向M,在元素的谱线中,氢氦的原子谱线渐渐减少,随之而来的就是碳铁钙镁等元素谱线的增多。

随着温度的下降,为什么氢氦等原子谱线会减少呢?其实这是由于低原子量的氢氦所需要的激发能和电离能均非常的高,所以只有在温度很高的环境下,它们才能进行大量的激发电离,最终才能产生与之相对应的光谱线。大元素,特别是金属元素需要的电子激发能,电离能相对于低元素的小,所以它们更容易在一些黄矮星,白矮星等表面温度相对较低的恒星大气表面激发,从而在光谱中显示出恒星大气组成成分。

因此,哈佛光谱序列其实也同样可以理解为恒星的温度序列。

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