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杂谈 |
太阳光谱
太阳光的极为宽阔的连续谱以及数以万计的吸收线和发射线，是一个极为丰富的太阳信息宝藏。太 阳光谱属于G2V光谱型，有效温度为5770 K。太阳电磁辐射中99．9％的能量集中在红外区，可见光 区和紫外区。在地面上观测的太阳辐射的波段范围大约为0．295～2．5 tim。短于0．295 tim和大 于2．5 Pm波长的太阳辐射，因地球大气中臭氧、水气和其他大气分子的强烈吸收，不能到达地面。 利用太阳光谱，可以探测太阳大气的化学成分、温度、压力、运动、结构模型以及形形色色活动现 象的产生机制与演变规律，可以认证辐射谱线和确认各种元素的丰度。利用太阳光谱在磁场中的塞 曼效应，可以研究太阳的磁场。
太阳光谱的总体变化很小，但有的谱线具有较大的变化。在太阳发生爆发时，太阳极紫外和软X射线 都会出现很大的变化。利用这些波段的光谱变化特征可以研究太阳的多种活动现象。因此，提高对 太阳光谱的空间分辨率和拓展观测波段，可以大大增强对太阳和太阳活动的认识。现在已探测到了 完整的，称之为第二太阳光谱的偏振辐射谱。利用第二太阳光谱，又可以进一步开展多项太阳物理 研究，也可能成为探测太阳微弱磁场和湍流磁场的有效方法。
太阳平日所放出来的光谱主要来自太阳表面绝对温度约六千度的黑体辐射(Black Body Radiation) 光谱可见光的波长范围在770～390纳米之间。波长不同的电磁波，引起人眼的颜色感觉不同。770～ 622nm，感觉为红色；622～597nm，橙色；597～577nm，黄色；577～492nm，绿色；492～455nm，蓝 靛色；455～390nm，紫色。
源文档 <http://baike.baidu.com/view/661303.htm?fr=ala0_1>
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可见光波长范围
可见光通常指波长范围为:390nm - 780nm 的电磁波。人眼可见范围为:312nm - 1050nm
波长为380—780nm的电磁波为可见光。可见光透过三棱镜可以呈现出红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七种颜色组成的光谱。 红色光波最长，640—780nm；紫色光波最短，380—430nm。
上网搜索图片；连续光谱。
红640—780nm，橙640—610，黄610—530，绿505—525，蓝505—470，紫470—380。
红640—780nm
橙640—610nm
黄610—530nm
绿505—525nm
蓝505—470nm
紫470—380nm
肉眼看得见的是电磁波中很短的一段，从0.4-0.76微米这部分称为可见光。可见光经三棱镜分光后，成为一条由红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七种颜色组成 的光带，这光带称为光谱。其中红光波长最长，紫光波长最短，其它各色光的波长则依次介于其间。波长长于红光的(>0.76微米)有红外线有无线电 波；波长短于紫色光的(<0.4微米)有紫外线
光谱型
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赫罗图
光谱型 （spectral class or type ）
恒星的温度分类系统，依恒星光谱的类型，把 恒星分成 O, B, A, F, G, K, 和 M 等类型。
其中G类恒星还有两种变种类型，R和N，K类有一种变型，S。
oh be a fain girl kiss me. 这句话刚好是光谱型的排列顺序，很好记吧？
还有更多记光谱型的口诀：
1.Oh By A Fine Glass Kill Me.
2.Oh Be A Fine Guy/Gal Kiss Me.
3.Oh Begone, A Friend's Gonna Kiss Me.
4.Only Boys Accepting Feminism Get Kiss Meaningfully.
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光谱分类
第一类：白色和蓝色的恒星，光谱有厚重的氢线和金属线。（现在的O类、B类和A类）
第二类：黄白星-氢的强度减弱，但是金属线更为明显。（现在的F类、G类和K类）
第三类：有宽阔谱线的黄到橙色星。（现在的M类）
第四类：有明显碳带的红色星和碳星。
恒星的光谱型。
恒星的光谱型和颜色。
太阳的光谱
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摩根-肯那光谱分类法
摩根-肯那光谱分类法是目前最通用的恒星分类法，依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径 和亮度皆与太阳比较)，但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类，将恒星的光谱分成七大类， 每类再细分为十小类。但目前最热的星为O5，最冷的星为M5，即O型只有五小类，M型只有六小类，总计为61小类。
各类型的特性如下：
O：蓝色。温度高于25,000K，有游离的氦光谱，氢的谱线不明显，在紫外线区的连续光谱强 烈。多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去两个电子，硅失去三个电子。
B：蓝到蓝白色。温度在11,000至25,000K之间，氦原子谱线呈现中性，硅则失去1或 2个电子，氧和镁原子失去1个电子。如B0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。
A：蓝白色到白色。温度在7,500至11,000K之间，光谱以氢原子的谱线最强烈，硅、 镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。如A0已经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。
F：白色到黄白色。温度在6,000至7,500K之间，有离子化的金属谱线，氢的谱线转弱但 仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如F0的钙离子线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。
G：黄白到黄色。温度在5,000至6,000K之间，有游离的金属、钙谱线及部份的金属谱 线，氢原子的谱线弱，分子谱线(CH)已经出现。如G0谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(G带)的吸收线很强。
K：黄到橙色。温度在3,500至5,000K之间，主要为金属谱线。如K0在蓝色的连续区强 度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(CH、CN)依然存在。
M：橙到红色。温度低于3,500K，有金属、分子及氧化物的谱线，氧化锑(TiO)的谱线成 为最主要的谱线，氢线消失。如M0已有很强的分子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱；M5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。
此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，所以还有R、S、N三种在巨星分支上才会 用的分类；还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中，也会另外加上注解用的字母作为区别。哈佛光谱分类法在制定之初，参考了太阳光谱的命 名方法，以氢原子光谱为依据，依照强弱以字母A、B、C、D的顺序来标示，A型就是氢谱线最强烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此类推。而我 们知道氢的谱线只在特定的温度范围内才会明显，温度太高或太低谱线都会减弱，所以当摩根与肯那使用温度来排列时，字母就不再能依序排列了；同时也参考其他 原子的谱线，合并与删除了一些重复的类型，将哈佛分类原来的16种分类改成为今日我们所看见的型态。
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光谱的排序
摩根-肯那光谱在天文学上使用的非常广泛，为便于学生记忆，发展出 了许多记忆用的口诀，其中最为人熟知的便是这一句：Oh! Be A Fine Girl Kiss Me，讽刺的是天文学家几乎都是男性，但制定哈佛光谱分类法的却是一群女天文学家。
这些还都是传统的记忆口诀，在网络上还可以找到各种不同场合（包括政治）的口诀。
O、 B、和A型有时被称为早期形光谱 ，K和M称为晚期型光谱，这与观测无关，是依据20世纪初期的理论而来的，当时认为恒星诞生时是高温的早期型，然后温度逐渐下降成为低温的晚期型。现在知 道这种说法是完全错误的。
有一些罕用的光谱分类，只适用在少数的恒星上：
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罕用的光谱类型
W：25000～50000K - 巨大的沃尔夫-拉叶星。
L：1,500-2,700 K – 恒星的质量不足以让氢的核聚变持续进行的棕矮星。L代表锂，在恒星内会很快的蜕变。
T：300-1,500K – 比棕矮星温度更低的恒星，在光谱中有甲烷的谱线。 如甲烷矮星。
C：碳星。
R：以前是光谱中有碳星谱线的G5到K5型恒星。
N：以前是光谱中有碳星谱线的K5到M5型恒星。
S：原本是M型的恒星，但正常的氧化锑谱线被氧化锌谱线取代。
D：白矮星，例如，天狼 B
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白矮星的分类
D代表的是白矮星，为低质量恒星在结束它们生命时的终点。白矮星的光谱可以细分为DA, DB, DC, DO, DX, DZ, 和DQ。要注意的是附加的字母并不是用在恒星本身，只是在说明在白矮星外围大气层的状况。
白矮星的分类如下：
DA：外围或大气层有丰富的氢，光谱中有巴尔曼系列的谱线。
DB：外围或大气层有丰富的氦，光谱中有中性氦原子的谱线。
DO：光谱以氦离子谱线为主，也可能有微弱的氢与氦原子谱线。
DQ：外围或大气层有丰富的碳，光谱中有碳原或分子的谱线。
DZ：外围或大气层有丰富的金属，光谱中有钙离子的谱线。
DC：光谱中没有上述各型特征的谱线，也就是说光谱几乎是连续光谱。
DX：谱线的特征不明确，不能确切分类的。
A,B,O,Q等谱线的特征如果出现在同一颗白矮星的光谱中，也可以同时列出。
物理性质(附加字母)
为了更明确描述白矮星的物理状态，会再使用第二个字母来说明：
P：光谱被偏极化
H：谱线有在磁场下因塞曼效应产生分裂的现象
V：变星
PEC：特殊的谱线
温度标示：白矮星的光谱也有由1～9的数字系列来界定表面温度的范围，1的温度约在 37,500K以上，9的温度约为5,500K。是以50,400K为基数，除以白矮星表面的有效温度所得到的商数。
源文档 <http://baike.baidu.com/view/370458.htm>
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