AQA A-Level 物理/光谱分类

关键定义

巴尔末系：氢光谱中的一组线

恒星可以根据它们的温度和它们产生的吸收光谱进行光谱分类。下表总结了每个类的属性，直接摘自 AQA 规范。

光谱分类	颜色	温度 /K	显著的吸收线
O	蓝色	25,000 - 50,000	He⁺, He, H
B	蓝色	11,000 - 25,000	He, H
A	蓝白色	7500 - 11000	H, 离子化金属
F	白色	6000 - 7500	离子化金属
G	黄白色	5000 - 6000	离子化和中性金属
K	橙色	3500 - 5000	中性金属
M	红色	< 3500	中性原子，TiO (二氧化钛)

恒星中的不同元素吸收不同波长的光。例如，如果将白光照射到纯氢云中，除了一些特定波长外，所有光线都会通过。这是因为氢吸收了它，随后激发了氢原子周围的电子。

图 1：白光的连续光谱

恒星中也发生同样的效应。恒星中的每种元素都吸收特定波长的光，导致在地球上观察者看来出现吸收光谱。它看起来会与图 1 相似，只是在吸收的波长上有黑色带。

氢巴尔末线是氢光谱中的一系列线。通过分析这些线，我们可以缩小对恒星温度估计的范围。这些线只在特定温度下出现，当氢的电子处于 $n=2$ 状态时。

回到我们的氢云示例，如果云太热，氢原子会相互碰撞，产生足够的力使它们的电子脱离。当原子失去电子时，它就会被电离，因此结果是氢被电离的云。由于缺乏电子，无法吸收任何白光，因此氢巴尔末线不可见；没有光被吸收。

在这种情况下，电子当然不在 $n=2$ 能级，因为它们根本不是原子的一部分。

如果云太冷，入射到氢原子的光将没有足够的能量激发电子，这意味着它不会被吸收。对于纯氢云来说，这将与云被电离时产生完全相同的效应。

鉴于恒星过热或过冷对地球上观察者观察巴尔末线具有完全相同的效应，我们如何才能判断恒星的温度？

幸运的是，恒星包含许多元素，它们都有不同的吸收模式。我们可以分析多种元素以更准确地确定恒星的温度。

我们知道，最强的巴尔末线出现在大约 9000K 的恒星中。随着恒星温度接近 9000K，氢巴尔末线变得更强。因此，我们可以用巴尔末线的强度来估计恒星的温度。