恆星光譜簡史（History of Stellar Spectra Classification）

恆星光譜簡史（History of Stellar Spectra Classification）
臺北市立南湖高中地球科學教師吳昌任/國立台灣師範大學地球科學系傅學海副教授責任編輯

相較於人類的壽命而言，恆星過完一生所需的時間長了許多。我們雖然無法像在生物實驗室中，可以從頭到尾觀察到恆星一生的變化，但不同時空所構成的星空，也提供了不同組成、不同演化階段的星空樣本，就像是看到生物的不同成長階段一樣。如何分門別類並拼湊出前後順序，是天文學家一直在努力的目標。也因為如此，天文學家持續發展出不同的觀測技術與理論，就是要瞭解這看是雜亂無章，但資料卻又極為豐富的宇宙。

人眼可以看出星星有不同的顏色與亮度，光憑這樣是無法更進一步解釋觀測到的劇烈現象，例如：超新星爆炸。將其他學科知識導入到天文領域，就成了基礎科學的最佳應用，也是天文學家不需到達現場就可以知道恆星大小事的依據。

當牛頓利用三稜鏡將日光分成彩虹，再以相同方式合成回 日光後，人類開始接觸光譜的雛形。直到十九世紀中，地面的實驗室以更容易觀測光譜的儀器，發現不同物質燃燒所發出的光皆有不同的特徵亮線，這些亮線稱為譜 線。每一種物質的光都有特定波長的譜線組，整理出一套物質的光譜後，天文學家也將此應用到星光上，只是星光極為微弱，需要更大口徑的望遠鏡收集更多光線 後，才能將天體光譜的解析度提高到足以分辨。天體光譜有些看起來極為相似，有些卻大大不同，於是將天體光譜分類就成了十九世紀天文學的重要發展。

早期利用不同譜線的強度差異、有無來作為判斷依據，並記錄下大筆資料的就是哈佛大學的天文學家Cannon（Annie Jump Cannon）女士。

由於剛開始做恆星光譜分類時是以氫譜線的特徵為準，依其強弱以英文字母的順序從A標示到M，後來發現按照氫譜線的強弱排序後，無法與恆星表面的絕對溫度對應。依研究需要改以恆星溫度由高到低排列後，恆星光譜類型順序就變成了OBAFGKM。

發光物體溫度越高，其所發出可見光的藍光部份比例較高，所以呈現偏藍色，溫度越低則越偏向紅色，依此與光譜順序對照，就不難發現O行星是偏藍色的星星，而M型星則是偏紅色的。每個光譜類型底下有不同的細分方式，這都是為了將恆星光譜盡量的分類所衍生出來的。

後來的約克（Yerkes）光譜系統則主要是著重在恆星發光能力來作為區分，由強到弱以羅馬數字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示（如下表），同時也結合哈佛光譜分 類系統將恆星光譜做更細的分類（附表）。以太陽為例，其光譜類型為G2Ⅴ，G2代表太陽是一顆溫度大約為6000　K的恆星，而V代表其發光能力屬於矮星 級的。

約克光譜系統的發光等級分類
代號        名稱                              次分類
Ⅰ        超巨星（Supergiants）          Ia
Ib
Ic
Ⅱ        亮巨星（Bright giants ）
Ⅲ        巨星（Giants）                Ⅱ-Ⅲ
Ⅲa
Ⅲab
Ⅲb
Ⅲ-Ⅳ
Ⅳ        次巨星（Subgiants）
Ⅴ        矮星（Dwarfs）
（The Classification of Stars, Carlos Jaschek & Mercedes Jaschek, Cambridge University Press, 1987）

有了足夠的恆星光譜資料後，丹麥天文學家赫茨普龍（Hertzsprung）與美國天文學家羅素（Russell）不約而同的以發光能力為縱軸、光譜類型 或溫度為橫軸做成關係圖，發現大多數的恆星都集中在一條從左上方延伸至右下方的帶狀上，稱為主序星帶（main sequence），其餘的恆星則主要分佈在右上方與左下方。