K
M
4,000
3,000
红橙
红
中性金属线，重元素一次电 离线 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。
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
蓝超巨星 红巨星 白矮星
5. 赫罗图的应用

分光视差 (spectroscopic parallax) —利用恒星的光 谱特征测定恒星的距离。
光谱→绝对星等→距离模数→距离
距离模数公式：
视星等与绝对星等的差由距离 决定

研究恒星演化 由于恒星内部能 源的不断消耗，恒星要发生 演变，光度和温度都要发生变化，这就导致它在 赫罗图上的位置也要发生变化。天文学家根据赫 罗图描绘了恒星从诞生到成长再到衰亡的演化过 程，并从理论上给出恒星从诞生到主序星、红巨 星、新星 （超新星） 、致密星 （白矮星或中子 星或黑洞） 的演化机制和模型。
恒星的光谱和赫罗图
1. 恒星光谱 (stellar spectrum) 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
2. 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
4. 赫罗图 (H-R diagram)
• 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。
绝对星等
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。
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
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。 •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 (spectral type)。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.
安妮· 坎农（Annie Jump Cannon， 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
光谱型 O B A F G
表面温度(K) 30,000 20,000 10,000 7,000 6,000
颜色 蓝 蓝白 白 黄白 黄
特征谱线 强电离 He 线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线 重元素一次电离线， H 线和 中性金属线 重元素一次电离线，中性金 属线