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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3. Harvard光谱分类 •Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提提出出的恒星光谱分类法 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•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.光谱型 表面温度(K) 颜色 特征谱线 O 30,000蓝强电离He线，重元素多次电离线B20,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，H线A10,000白H线，重元素一次电离线F7,000黄白重元素一次电离线，H线和中性金属线G6,000黄重元素一次电离线，中性金属线K4,000红橙中性金属线，重元素一次电离线M3,000红中性金属线，分子带ß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产生的ß在温度较低的 M型星中，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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 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绝对星等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白矮星红巨星蓝超巨星ß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5. 赫罗图的应用 ß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。