恒星分光观测和光谱分类

恒星分光观测和光谱分类

1863年意大利人塞奇（Angelo Secchi，1818－1876）开始用底色散分光镜观测大量恒星，以进行光谱分类。1868年塞奇刊布一个包含4 000颗恒星的表，把恒星光谱分为四类：①白色星，如天狼星、织女星等，光谱中只有几条氢的吸收线；②黄色星，如五车二、大角等，光谱与太阳的相同；③橙色和红色星，如参宿四、心宿二等，光谱里有明暗相间的光带；④暗红色的星。塞奇猜测这不同类型的恒星具有不同的温度。

1864年英国天文学家哈根斯（William Huggins，1824－1910）用高色散分光镜研究少数亮星的光谱。到1865年，哈根斯已经在参宿四、毕宿五等恒星的光谱里认出了钠、铁、钙、镁、铋等元素的谱线。哈根斯还研究了星云、彗星的光谱。他观测了1866年、1867年和1868年三颗彗星的光谱后发现彗星光谱中有碳氢化合物的谱带。这是在地球之外首次发现有机分子的证据。

图9.7　塞奇的恒星光谱型分类

1842年奥地利物理学家多谱勒（Christian Doppler，1803－1853）提出声源与观测者有相对运动时，观测者所测得的声源波长会发生变化，改变量为：

V为声源的速度，Vs为声速，λ为相对静止时的波长。多谱勒认为，运动的光源的颜色也有类似的变化。1848年法国物理学家斐索指出光速如此之大，光源运动速度显得微不足道，因此很难发现光源的颜色变化。他建议可以改而观测光源谱线的位移。

1868年哈根斯首次尝试用多谱勒谱线位移测定了天狼星的视向速度。但这种测量很困难。光谱片因自身的重量、室内温度降低而收缩会导致谱线的微小位移，几千分之一毫米的误差会造成每秒几公里的误差。但是它们的价值被一些天文学家认识到，一些天文学家坚持这项工作。少数一些天文学家的耐心工作慢慢积累起了一份恒星视向速度名单，到1950年这份名单包含了大约15 000颗恒星的数据。

开阳（大熊ζ星）和辅是一对目视双星。开阳本身又是一对用望远镜可以分辨开的物理双星。1889年美国女天文学家莫里（Antonia Maury，1866－1952）发现开阳A星的谱线往往分成两条，它们时而分开，时而靠拢、交迭。根据多谱勒效应，只能用两颗恒星互相绕转来解释这个现象。在特殊情形下，密近双星相互绕转的轨道面与我们观测它们的方向平行，这样在地球上看去一颗恒星会周期性地掩食另一颗恒星。这种双星叫做“食双星”，如大陵五（Algol）。因为只能用分光方法才能发现它们，所以又叫做分光双星。

图9.8　分光双星谱线的多谱勒位移

对这些分光双星的亮度和光谱变化进行仔细分析，能够得出这些恒星的大小、温度、间距和质量等信息，而通过其他方法无法获得这些信息。目前已经发现5 000多对这样的分光双星。

图9.9　亨利·德雷珀肖像

1872年美国天文学家亨利·德雷珀（Henry Drapper，1837－1882）用71厘米反射镜和湿片法拍到带四条氢线的织女星光谱。

1886年皮克林采用物端棱镜的方法来拍摄许多恒星的低色散光谱，以进行恒星的光谱分类。到1889年止，皮克林对北半天球完成了一次完整的光谱巡天，后又在秘鲁建立天文台，进行南半天球光谱巡天，最后完成了25万颗恒星的物端棱镜光谱工作。

对于塞奇的四种类型，德雷珀曾代之于16种，用A、B、C……等字母来标记。随着对恒星的更好了解，这些原先表示各种各样的光谱线外观的字母，被重新安排成大致按照恒星表面温度的降序排列，并稍作了简化。光谱型分类的最后次序是O、B、A、F、G、K、M、R、N、S。如果对光谱的描述足够细微，可以对某些分类按照数字进一步细分为0～9级。这样，例如太阳，就成了一颗G2光谱型的恒星。这就是哈佛分类。

1918年到1924年（后来有所扩充）间，包含了大约225 000颗恒星的光谱型和亮度资料的亨利·德雷珀星表（HD星表）出版，这是“恒星光谱领域里的一项伟大工作”，至今仍有其价值。其中以美国女天文学家坎农（Annie Jump Cannon，1863－1941）为首的一群女天文学家为这些恒星的光谱分类作出了巨大贡献。