这是我1月21日受邀发表在赛先生上的文章原版。

封面图：太阳光谱包含有不同颜色的连续谱，在连续谱上叠加着不同波长的吸收线，这些吸收线反映了太阳大气中不同物质的组成。分析太阳光谱，可以推断出其大气中至少包含五十七种不同的元素，其它恒星的化学组成也能够从它们的光谱中推断出来（图片源自：Association of Universities for Research in Astronomy Inc.）。

遥远的恒星无法企及，即使在技术高度发展的今天，对太阳的大气成分进行实测依然不可能达到，宇宙中的恒星都是和太阳一样的天体吗？如何知道恒星的物质成分呢？答案就是利用恒星光谱学。

早在17世纪，牛顿就通过三棱镜将阳光成功分解成为了不同的颜色，并且正确地将其解释为阳光是由不同颜色的成分组成的（图1）。不过当时人们还不知道通过观察阳光的组成，能够进一步探索其大气中的物质成分。

图1，英国物理学家，数学家，天文学家艾萨克.牛顿爵士，1666年，牛顿利用三棱镜成功地将阳光分解成了不同的颜色。 （图片来自[8]）    

1．太阳光谱

19世纪初，光栅开始投入到光谱研究中，定量实验光谱学建立了，人们开始用波长描述光谱的颜色。1814年，德国物理学家约瑟夫.夫琅禾费发现，阳光中除了包含不同颜色的连续谱，还存在很窄的暗线，随后夫琅禾费详细地用光栅测量并发表了这些暗线的波长，也就是我们今天所称的夫琅禾费线^[1]（图2）。

人们对太阳光谱暗线的理解得益于实验光谱学的发展：1859年，德国物理学家古斯塔夫.基尔霍夫将太阳光谱和钠电弧的光谱进行了精确的比较，首次断言太阳的大气中含有钠元素，这也启发了他提出了关于辐射的发射和吸收的基尔霍夫定律。随后，在欧洲和美国物理学界的努力下，不同元素和化合物的谱线被一一确认，人们随即将这些结果与太阳的谱线联系了起来：1859年，德国物理学家尤里乌斯.普吕克认证出太阳的夫琅禾费线包含有氢的Hα和Hβ线，正确推断出了太阳大气中存在氢，1862年，基尔霍夫成功地从太阳光谱中推断出了其大气中包含有铁、钙、镁等六种元素^[2]。

图2，左：夫琅禾费记录的太阳光谱中的暗线（夫琅禾费线）；右德国物理学家约瑟夫.夫琅禾费(1787—1826)

在夫琅禾费线发现大约40年后，恒星和星云光谱的系统研究开始建立了起来，这也使得人们进一步认识到了星云的本质：1864年，英国天文学家威廉.哈金斯发现一部分星云的光谱含有恒星的吸收谱特征，这意味着它们是由大量恒星组成的不可分辨的天体系统，而还有一部分星云则包含有各类波长不同的亮线——发射线，其中有两条强线的波长为495.9nm和500.7nm，这与任何实验室中已知的元素谱线都不重合^[3]。这两条迷一样的发射线直到20世纪30年代才得以解释，它们实际上是二次电离的氧离子在极低密度的气体和辐射环境下才能发出的禁线。1925年，美国天文学家埃德温.哈勃证明，星云是由混合的弥散气体组成的天体，而这些气体则来自我们银河系和近邻星系。

2．恒星光谱和分类

天体物理学的一大目标是建立正确的恒星演化理论，由于不可能对单颗恒星进行毕生的观测，将恒星按照正确的特征进行分类变得至关重要，分类的目的在于将恒星的观测特征按照其对应的物理性质连续排列，从而为推测恒星演化提供线索。那么该选取什么特征来作为恒星分类的标准呢，一个特征是恒星的亮度，其直接联系着恒星发光的功率；而另一个特征则是恒星的光谱，就像它们的指纹。天文学家相信，恒星的光谱不仅代表了它们的物质组成，也必定与恒星本身的物理环境（如温度、密度等）密切相关，因此将恒星按照光谱合理分类对推导正确的恒星理论十分重要。

图3，一颗恒星的光谱示例图，图中标记出的暗线是氢原子中的电子从n=6,5,4,3的激发态朝n=2的能级对应的吸收线（Hα, Hβ, Hγ...巴尔末线系。图片源自：Universityof California, San Diego. Center for Astronomy & Space Sciences）

天文学先驱们建立恒星光谱的分类工作十分辛苦，其涉及到对成千上万条不同的光谱进行谱线证认，在缺乏强大计算机技术的当时，这一工作需要好几代人的努力。早期的分类还面临着缺乏物理认识的困难，因此许多分类法并不能正确反应恒星内部性质（主要是温度）的连续变化，比如当时人们并不知道恒星的颜色可以用于指示温度，哈金斯就曾错误的认为，某些恒星颜色偏红是因为光谱蓝端存在大量吸收线。到了1900年，各种各样的分类体系达到了差不多23种之多。

今天天文学的恒星分类由19世纪发布的哈佛恒星光谱分类法演变而来，1876年，美国天文学家爱德华.皮克林（图4）担任哈佛天文台台长，皮克林在任期间给哈勃天文台装备了巡天望远镜，以开展大规模的恒星光谱学研究，在对船尾座ζ星的研究中，皮克林发现了类氢离子He+发出的谱线(He II线)，这就是后来著名的皮克林线系。

图4，美国天文学家、哈佛天文台台长爱德华.皮克林（图中男性）和他的“娘子军”，皮克林右边第二位女性是安妮.坎农。

为了对大量恒星光谱的照相底片进行测量分类，皮克林招募了一批女计算员，天文学界当时将其戏称为皮克林的后宫。最初的哈佛光谱分类法以氢原子光谱作为基准，按照氢谱线的强弱以字母顺序A、B、C、D进行分类，然而，由于氢线来源于氢原子外围电子从基态朝激发态吸收辐射跃迁，温度过高时，绝大部分氢原子被电离了，而温度过低则无法激发氢原子的外围电子，因此温度太高或者太低都会造成氢线减弱，从而无法正确反映恒星内部温度的变化。

这一分类法后来由皮克林的助手安妮.坎农（图5）进行了重要的改正，她将原来的恒星排序进行了调整，将恒星从热到冷按照字母O，B，A，F，G，K，M重新进行了排列，并在主序列中引入十进制来表示中间恒星的光谱，比如从B型星到A型星依次包含B1、B2、B3型星等等，顺序在前的恒星相对于在后的恒星在描述中被称为”更早”，如O型星早于B型星，B0型星早于B5型星等等。对恒星分类的方法则根据某些特征谱线的性质来确定。尽管恒星谱型和温度之间的精确关系还需要等到1920年印度物理学家梅格纳德.萨哈提出萨哈方程后才能最终确定，坎农当时的分类法已经正确地将恒星按照温度降低的次序进行了排列，这一恒星分类法最终发展成今天使用的摩根.肯那类法(MK分类法)^[4,5]。

图5，美国女天文学家安妮.詹普.坎农（1863—1941），她在恒星光谱分类方面作出了开创性的工作。

MK分类法中各个不同谱型的特性如下（图6）：
O型星：表面温度大于28000K，具有He II吸收线和强紫外连续谱。
B型星：表面温度介于10000K到28000K之间，He II线消失，He线在这类恒星中最强，H吸收线在温度较低的晚型B星中出现。
A型星：表面温度介于7500K到10000K，H吸收线在A0型星达到最大强度，然后强度开始下降，CaII线随着谱型变晚开始增强。
F型星：表面温度介于6000K到7500K，拥有很强的Ca II线，Fe和其他金属元素的线开始出现。
G型星：表面温度为4900K到6000K，太阳就属于此类（G5型，表面温度约5780K），Ca II线非常强，Fe和其他金属元素的线也开始增强，H线较弱。
K型星：温度在3500K到4900K，拥有各种中性金属线，CH和CN的带出现，蓝色谱段很弱。
M型星：表面温度介于2000K到3500K之间，形成TiO分子带。

图6，不同类型恒星的典型光谱，对应光谱的谱型标在左侧，对应的典型温度标在右侧，不同元素和份子的谱线标在上下两侧（图片源自：odin.physastro.mnsu.edu）。

在图7—图9中，我们提供了三颗恒星的光谱，它们分别是O型星、G型星和M型星，一些典型的谱线我们也标记在了对应的位置处，供读者参考。

图7，一颗O9型星的典型光谱，途中标出的是其包含的几条典型的He II吸收线（数据源自欧洲南方天文台(ESO)）。

图8，一颗G0型恒星的典型光谱，注意其左侧的强CaII线和Fe I线。（数据源自欧洲南方天文台(ESO)）。

图9，一颗M5型恒星的光谱，在蓝端几乎没有连续谱，主要的吸收线也以分子吸收带为主，图中标出的是其稳固的TiO吸收带。（数据源自欧洲南方天文台(ESO)）。

除了OBAFGKM之外，MK系统还包含R，N和S三个亚型，1990年代末期，天文学家又制定了两类新的恒星谱型L和T，用于描述非常“冷”的恒星类型。但总的来说，目前所观测到的绝大部分恒星类型都能用OBAFGKM这七类来描述。在天文学界有一句口诀专门用于记住这七大恒星分类的顺序：

Oh, Be AFine Girl! Kiss Me!

早期的恒星演化理论认为，恒星的一生将从O型朝M型逐渐冷却，这一过程伴随着质量丢失和光度下降，顺序靠前的恒星被称为“早型星”就是这一历史观的产物。随着技术的发展，对遥远恒星的距离测量成为可能，这就使得人们能够正确估计恒星的内禀光度，人们发现，某些光度极低的恒星并不属于K类和M类，而是类似于F和G型星，这与恒星沿光谱序列演化的假说相冲突。1906年，丹麦天文学家埃纳隆.赫茨普龙在假定恒星连续谱为黑体的前提下，证明了大角星的直径差不多等于火星轨道，进一步预言了巨星的存在。

4. 赫罗图的诞生

      1907年时，德国物理学家卡尔.史瓦西将注意力转向了星团，因为星团是引力束缚的多体系统，可以近似认为所有恒星都拥有到地球相同的距离，这就避免了因为距离测定的不确定而无法准确预测恒星光度的问题。同一时期，天文学界开始采用有效波长来描述恒星能谱的平均波长，并被证明其与恒星的光谱型存在强关联。正是在这一时期，赫茨普龙受史瓦西邀请访问哥廷根大学，并于1911年发表了第一篇关于昴星团和毕星团的光度—颜色图，他发现昴星团和毕星团中存在明显连续的恒星序列，除此之外，红星的光度范围非常广泛，赫茨普龙正确地指出，如果只将目光集中在矮星上，就能得到一条有连续走向的主星序^[6]。

      同一时期，美国天文学家亨利.诺里斯.罗素，通过皮克林提供的太阳近邻300余颗恒星的星等和光谱，迅速得到了更加清晰明确的结果—当时被称为罗素图：他的结果于1914年同时刊登在了《自然》和《大众天文学》杂志上^[7]，罗素图的纵轴代表恒星的星等，光谱型沿横轴画出，罗素确认了赫茨普龙关于主星序存在的这一结论，并更加清晰地找到了近距恒星中的巨星，其比同谱型的主星序恒星高出10个星等左右，这相当于光度上亮了近10000倍，罗素在他的工作中还发现了一颗低光度的A型星，这是人类第一颗确认的白矮星（图6）。

图6，罗素1914年发表在《大众天文学》上的第一张“罗素星图”，其包含了太阳周围近距离恒星的绝对星等与光谱型的关系^[7]。

赫茨普龙和罗素的开创性成果经受住了时间的考验，其用于处理恒星序列的方法被迅速用于更多的恒星样本中，这些宝贵的数据为后来恒星理论的建立作出了巨大的贡献。今天，由依巴谷天文卫星提供的数据，视差精度已经达到了5％，其主要的科学思想和观测结果依然和百年前赫、罗两人的工作一致（图7）。为了纪念二人在恒星物理中的重要贡献，后人将恒星的光度（星等）—颜色（光谱型）的二维分布图称为赫茨普龙—罗素图，简称“赫罗图”。

图7，欧洲航天局依巴谷天文卫星拍摄的太阳近距恒星的赫罗图，读者可与1914年罗素发表的第一幅罗素星团进行比较 (图片源自：Linda S.Sparke)。

结束语

     从1814年夫琅禾费测量太阳光谱开始，到1914年罗素发表恒星的光度—光谱型图，整整一百年时间，科学先驱们史诗般的努力与伟大的洞见，终于使人们发现，在人类文明毕生也不曾有丝毫改变的灿烂恒星们，竟然是可以理解的。自赫罗图出现之后，天体物理学迄今为止最成功的理论之一— 恒星结构与演化，马上就要拉开帷幕了。

参考文献：
1、Frauhofer Joseph, Denkschriftender Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München, 1821
2、Gustav Kirchhoff, Berlin Abhandl, 1862
3、W.Huggins & Miller, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 1864
4、Morgan W. Wilson, Keenan Philip Childs & KellmanEdith, An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. Chicago, 11., the University ofChicago press, 1943
5、Johnson H. L., & Morgan, W. W., AstrophysicalJournal, 1953
6、Hertzsprung E., Publ. Astrophys. Observ. Potsdam,1911
7、Russell Henry Norris, Popular Astronomy, 1914

8、https://thecuriousastronomer.wordpress.com/tag/stellar-classification/