宇宙中的所有恒星都是一样的吗？我们如何知道它们是由什么元素组成的？为什么天文学家会说“哦，做个好女孩！”
答案将会一一变得清晰。
太阳的光谱包含不同颜色的连续光谱，上面覆盖着不同波长的吸收线，反映了太阳大气中物质的成分。通过分析太阳的光谱，我们可以推断它的大气中至少含有57种不同的元素（光谱的波长从上到下递减，其他恒星的化学成分也可以猜测）。光谱同一列中的波长从右到左减小。图片来源：天文学研究大学协会）。
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李成远（澳大利亚麦考瑞大学）
科学先驱布鲁诺在其著作《论无限、宇宙和诸世界》中指出，无限宇宙中的所有行星都是由与地球和太阳相同的物质构成的。然而，即使是当今高度发达的科技，也无法测量遥远的恒星。宇宙中的恒星都和太阳一样是天体吗？我们怎样才能知道恒星的物质成分呢？答案就在于星光。
1609年，伽利略第一次用望远镜观察夜空，发现肉眼看起来一样的星星实际上是彩色的。牛顿还成功地利用棱镜将太阳光分离成包含各种颜色的光谱，证明即使是看似单调的白色太阳光也包含各种颜色成分（图1）。然而，当时的人们并不知道，通过观察阳光的成分，可以进一步调查大气的物质成分。
图1. 艾萨克·牛顿爵士，英国物理学家、数学家和天文学家。 1666年，牛顿成功地利用棱镜将阳光分成不同的颜色。 （图片来自[1]）
1. 太阳光谱
定量实验光谱建立后，人们发现恒星的光谱可以反映其物质成分的信息。 19世纪初，衍射光栅开始应用于光谱研究，光谱中的颜色开始用波长精确地用数字描述，使得将恒星光谱与实验室已知光谱进行比较成为可能。我做到了。 1814年，德国物理学家约瑟夫·弗劳恩霍夫发现，阳光除了有连续的不同颜色的光谱外，还有一条很窄的暗线。弗劳恩霍夫使用衍射光栅详细测量了这些暗线的波长。它现在被称为弗劳恩霍夫线[2]（图2）。 1859年，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫准确地比较了太阳的光谱与钠弧的光谱，并第一个得出太阳大气中含有钠的结论。这也导致他提出了关于辐射发射的理论。和基尔霍夫吸收定律。随后，通过欧美物理学界的努力，各种元素和化合物的光谱线相继被识别出来，人们很快将这些结果与太阳的光谱线联系起来。 1859年，德国物理学家朱利叶斯·普拉克证实：基尔霍夫发现太阳的夫琅和费谱线含有含氢的H和H谱线，并于1862年估计太阳大气中含有包括铁在内的六种元素。钙、镁[3]。
使用相同的方法对今天的太阳光谱进行分析，发现大气中至少有57 种不同的元素，所有这些元素也存在于地球上（封面图片）。通过研究恒星的光谱，我们了解到并非地球上所有的恒星都是由与地球不同的神秘物质构成的。
图2. 上：弗劳恩霍夫记录的太阳光谱中的暗线[5]（弗劳恩霍夫线）；下：德国物理学家Joseph Fraunhofer (1787-1826)
弗劳恩霍夫线发现约40年后，对恒星和星云光谱的系统研究开始建立，人们开始更多地了解星云的性质。在现代天文学中，星云专指由尘埃和气体组成的星际云，但一开始无法用望远镜清晰地区分银河系以外的星系，所以天文学中的星云实际上是指所有的弥漫星云。对象。 1864年，英国天文学家威廉·哈金斯发现一些星云的光谱含有恒星吸收光谱的特征，这表明这些星云是由大量恒星组成的难以区分的天体系统（星系）。几个星云含有——条不同波长的发射线，其中包括波长为495.9 nm和500.7 nm的两条强线，这与实验室已知的任何元素谱线都不匹配[6]。直到20 世纪30 年代，这两条神秘的发射线才得以真正得到解释。这些发射线实际上可以由极低密度气体或辐射环境中的二次电离氧离子发射。 1925年，美国天文学家埃德温·哈勃正确指出，真正的星云是由来自我们银河系和邻近星系的扩散气体混合物组成的天体。
2 恒星光谱及分类
恒星天体物理学的最终目标之一是建立正确的恒星演化理论。由于一生不可能观察到一颗恒星，因此根据恒星的特征对恒星进行正确分类非常重要。分类的目的是把观测到的恒星特征按照其相应的物理性质不断组织起来，从而提供恒星。恒星的演化为推测提供了基础。那么，我们应该选择什么样的特征作为星级划分的标准呢？一个特征物理量是恒星的亮度，它与恒星光的强度直接相关，另一个特征量是恒星的光谱，它就像指纹一样。天文学家认为，恒星的光谱不仅反映了恒星本身的物质组成，还一定与其物理环境（温度、密度等）密切相关，因此根据光谱对恒星进行分类非常重要理性地。这对于推导正确的恒星理论非常重要。
当我们观察恒星的光谱时，我们首先获得连续光谱（不同颜色和波长的连续能量分布的光谱）。此外，大量暗吸收线叠加在其连续光谱的不同颜色上。颜色代表光的波长（或频率），如果以波长为横轴，以该波长对应的光的强度为纵轴，我们可以直观地了解不同波长的光谱线的分布情况。星星，如图所示。如图3 所示。
图3. 星图示例。图中的黑线表示氢原子中的电子吸收光子从n=2的基态到n=3、4、5、6的激发态（H、H、H.Balmer）这是由引起的吸收线。图片来源：加州大学圣地亚哥分校天文学与空间科学中心）
在缺乏强大的计算机技术的时代，天文学先驱们非常努力地建立恒星光谱的分类，需要他们识别数千种不同的光谱线。此外，早期的分类面临着缺乏物理理解的挑战，许多分类方法不能正确反映恒星内部特性（主要是温度）的连续变化。例如，威廉·哈金斯不知道恒星的颜色可以用来指示温度，但他错误地将某些恒星的微红色归因于光谱蓝色端的大量吸收线。到1900 年，已有近23 个分类系统。
当今天文学中使用的恒星分类是从哈佛大学19 世纪发表的恒星光谱分类演变而来的。 1876年至1918年，美国天文学家爱德华·皮克林（图4）担任哈佛天文台台长，在任期间他在哈勃天文台安装了巡天望远镜，在Zeta的研究中进行大规模的恒星光谱研究。之后，皮克林发现了一条类氢离子He+发射的谱线（He II线），这成为著名的皮克林线系统。
图4. 美国天文学家、哈佛大学天文台台长爱德华·皮克林（Edward Pickering，图中为男性）和他的“女性大军” 皮克林右边的第二位女性是安妮·坎农(Anne Cannon) [5]。
皮克林招募了一批女性计算机，对记录恒星光谱的众多摄影胶片进行测量和分类，同时积极鼓励女性参与天文研究。天文学界将这个群体称为皮克林的“女性军团”。时间。在哈佛大学最初的光谱分类中，根据氢原子的光谱，根据氢谱线的强度，按字母顺序将氢谱线分为A、B、C 和D。然而，它源自氢的吸收线。这是由于氢原子周围的电子吸收了一定的能量，导致光子在温度过高时从最低能态跃迁到较高能态。如果温度过高或过低，氢原子周围的电子无法跃迁，使得氢谱线变弱，无法准确反映恒星内部的温度变化。
这个分类后来被皮克林的助手安妮·坎农（Anne Cannon）进行了重大修改（图5），按照字母O、B、A、F、G、K和M从热到冷分配，并分配给原来的星星。命令。并在主序带中引入了十进制来表示中间恒星的光谱。例如，B型恒星到A型恒星包括B0、B1、B2等。在我们的解释中，我们将我们前面的恒星比我们后面的恒星“早”。 O型恒星比B型恒星快，B0型恒星比B5型恒星快，等等。恒星的分类是基于某些特征谱线的特性。恒星光谱类型与温度之间的确切关系是在1920年印度物理学家梅格纳德·萨哈提出萨哈方程时首次确定的，但当时坎农的分类方法对恒星按照温度降序进行了分类，并且这种分类是正确的。星终于成立了。它成功发展成为目前使用的Morgan-Kenner分类（MK分类）[7, 8]。
图5. 美国天文学家Anne Jam Cannon（1863-1941）在恒星光谱分类方面进行了开创性工作[5]。
MK分类中各光谱类型的特征如下（图6）。
O型恒星：表面温度高于28,000 K，具有He II吸收线和强紫外线连续谱。
B型恒星：表面温度在10,000 K到28,000 K之间。 He II 系在此类恒星中最强。 H 吸收线出现在较冷的晚期B 星中。
A型恒星：表面温度在7500 K到10000 K之间。在A0型恒星中，H吸收线达到最大强度，然后随着光谱类型的增加，Ca II线开始变强。之后。
F型恒星：表面温度在6000K到7500K之间，较强的Ca II谱线，以及Fe和其他金属元素的谱线开始出现。
G型恒星：表面温度范围为4900 K至6000 K。太阳属于这种类型（G5型，表面温度约5780 K），具有非常强的CaII谱线，并且也开始出现Fe和其他金属元素的谱线。 H线走强，H线走弱。
K型恒星：温度在3500K到4900K之间。有各种中性金属线，出现CH和CN波段，蓝色光谱带很弱。
M型恒星：表面温度2000K3500K，形成TiO分子带。
图6. 不同类型恒星的典型光谱。左边显示相应的光谱类型，右边显示相应的典型温度，上方和下方显示各种元素和分子的谱线。资料来源：odin.physastro.mnsu.edu）。
图7和图8分别显示了两颗恒星的光谱，一颗O型恒星和一颗G型恒星。我们还在相应位置展示了一些典型的谱线，供读者参考。
图7. O9 星的典型光谱。图中显示了一些典型的He II 吸收线（数据来自欧洲南方天文台（ESO））。
图8. G0 星的典型光谱。注意左侧的两条Fe I 线和两条强Ca II 线。 （根据欧洲南方天文台（ESO）的数据）。
除了OBAFGKM之外，MK系统还包括R、N和S三个子类型。 20 世纪90 年代末，天文学家制定了两种新的恒星光谱类型L 和T，来描述非常“酷”的恒星类型。但总的来说，目前观测到的大多数恒星类型都可以用OBAFGKM 的七类来描述。天文学界有一个专门用于记住七大恒星分类顺序的咒语（如果您愿意，请将下面的女孩替换为男孩）：
哦，做一个好女孩吧！
早期的恒星演化理论认为，恒星在其一生中逐渐冷却，失去质量并降低光度。 《型星》就是为了这种历史视角。技术的进步使得测量遥远恒星的距离成为可能，使人们能够准确估计恒星的固有光度。人们发现，一些光度极低的恒星并不属于K型或M型恒星，而是类似于F型或G型恒星。这与恒星沿着光谱系列演化的假设相矛盾。 1906年，丹麦天文学家Enalon Herzsprung通过假设恒星连续体是黑体并证明大角星的直径约等于火星轨道，进一步预言了巨星的存在。
3. 哈茨-罗素图的诞生
1907年，德国物理学家卡尔·史瓦西将注意力转向星团。由于星团是受引力束缚的多体系统，我们可以近似地假设所有恒星与地球的距离相同，从而避免了由于距离测量的不确定性而无法准确预测恒星亮度的问题。大约在同一时间，天文学界开始使用有效波长来描述恒星能谱的平均波长，并且这被证明与恒星的光谱类型密切相关。正是在这一时期，赫茨普龙应史瓦西柴尔德的邀请访问了哥廷根大学，并于1911 年发表了第一张昴宿星团和毕宿星团的光度彩色图。 他发现昴宿星团和毕星团有明显的恒星连续体。此外，赫茨普龙正确地指出，红星的光度范围如此之广，以至于仅关注矮星就会产生连续的主序带。
大约在同一时间，美国天文学家亨利·诺里斯·拉塞尔通过皮克林提供的太阳附近300多颗恒星的星等和光谱很快获得了更清晰的结果。这一成果于1914年同时发表在期刊《自然》和《大众天文学》上。 [十]。这个结果后来被称为罗素图。罗素图的纵轴代表恒星的星等，横轴代表光谱的类型。罗素不仅证实了赫茨普龙关于主序星存在的结论，还表明巨星——比相同光谱类型的主序星亮约10星等，相当于马苏星的亮度近10,000倍。罗素在研究中还发现了一颗低光度A型恒星，这是人类历史上第一颗白矮星（图9）。
图9. 罗素的第一本《罗素星图集》于1914 年出版，编号为《大众天文学》。这包括太阳周围恒星的绝对星等和光谱类型之间的关系[8]。
赫茨普龙和罗素的开创性工作经受住了时间的考验，他们处理恒星阵列的方法很快就被应用在更多的恒星样本上，为后来恒星理论的建立做出了巨大贡献。如今，天文学家沿用100年前何和罗的基本方法，利用各种地基和太空望远镜提供的精确观测数据来研究恒星的结构和演化（见图10）。为了纪念他们对恒星物理学的重要贡献，后人创造了恒星的二维光度（星等）-颜色（光谱型）分布图，称为“赫罗图”或“赫罗图”。肺-罗素图。简称“罗素图”。
图10. 欧洲航天局的依巴谷天文卫星拍摄的太阳附近恒星的HR 图。读者可以将其与Russell 于1914 年发布的原始Russell Cluster 进行比较（图片由Linda S. Sparke 提供）。
结论
从1814年弗劳恩霍夫测量太阳光谱到1914年罗素发表恒星光度光谱图，科学先驱们的巨大努力和伟大洞察力最终促成了人类的辉煌发现，整整花了100年的时间。事实上，在一个文明的整个生命周期中，星星并没有发生任何变化，这实际上是可以理解的。自哈茨-罗素图问世以来，迄今为止天体物理学最成功的理论之一————恒星结构与演化理论也再次登场。
参考
[1] http://news.nationalgeographic.com/news/2010/01/100104-isaac-newton-google-doodle-logo-apple/
[2] Frauhofer Joseph，慕尼黑教育学院，1821 年
[3] 古斯塔夫·基尔霍夫，柏林阿布汉德尔，1862
[4]乔尼·米切尔（伍德斯托克）的歌曲“我们是星尘”和卡尔·萨根的“我们DNA中的氮，我们牙齿中的钙，我们血液中的铁，我们碳中的苹果派是在我们内部在一颗正在坍缩的恒星中创造的，我们是由太空构成的。 ”
[5] https://thecuriousastronomer.wordpress.com/tag/stellar-classification/
[6] W. Huggins Miller，伦敦皇家学会哲学会论文集，1864 年。
[7] Morgan W. Wilson、Keenan Philip Childs Kelman Edith，星光谱图及光谱分类概述，芝加哥，11，芝加哥大学出版社，1943 年。
[8] Johnson H.L.Morgan, W.W.《天体物理学杂志》，1953 年。
[9] Hertzsprung E.天文观测，1911。
[10] 拉塞尔·亨利·诺里斯，《大众天文学》，1914 年
关于作者
李成元于中国师范大学获得学士（2010年），于北京大学获得博士学位（2015年），后担任中国科学院紫山天文台项目研究员，现为麦格理研究员。澳大利亚研究员。澳大利亚天文学会会员。主要研究领域：星团、双星、蓝星的形成与演化。
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Sai是今日头条的签约作者
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