天体物理学导论/恒星/分类
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恒星分类是根据恒星的光谱特征对恒星进行分类。
目前，大多数恒星根据摩根-肯南系统（MK）进行分类，其中每个恒星都从较旧的哈佛分类中分配了一个光谱类型，并使用罗马数字分配了一个光度类型，形成该恒星的光谱类型。
传统的颜色描述只考虑了恒星光谱的峰值。然而，实际上，恒星会辐射所有光谱部分，并且由于所有光谱颜色组合起来看起来是白色的，因此人眼看到的颜色会比传统的颜色描述建议的颜色浅得多。这意味着，对光谱颜色的简单分配可能会造成误导。例如，所谓的红矮星呈现深橙色，而褐矮星在附近观察者看来应该是暗灰色。
如上所述，现代分类系统采用的是摩根-肯南系统（MK）。恒星被赋予标签，如 G2（太阳）或 K1.5（大角星）。它们由哈佛光谱分类（O、B、A、F、G、K 和 M，从最热到最冷排列）和一个罗马数字组成，也从最热（0）到最冷（9）排列。
其他现代系统（例如 UBV 系统）基于颜色指数 - 三种或多种颜色星等的测量差异。这些数字被赋予标签，如“U-V”（Ultraviolet）或“B-V”（Blue 和 Visual），它们代表通过两种标准滤光器传递的颜色。
哈佛系统由天文学家安妮·坎农开发，是一个简单的字母分类系统。从物理上讲，这些类别表示恒星大气层的温度（有效温度），通常从最热到最冷排列。
| 类别 | 有效温度 | 织女星相对色度 | 色度（D65） | 主序质量（太阳质量） | 主序半径（太阳半径） | 主序光度（波段光度） | 氢线 | 所有主序恒星的比例 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | ≥ 30,000 K | 蓝色 | 蓝色 | ≥ 16 M | ≥ 6.6 R | ≥ 30,000 L | 弱 | ~ 0.00003 % |
| B | 10,000 - 30,000 K | 蓝白色 | 深蓝白色 | 2.1 - 16 M | 1.8 - 6.6 R | 25 - 30,000 L | 中等 | 0.13 % |
| A | 7,500 - 10,000 K | 白色 | 蓝白色 | 1.4 - 2.1 M | 1.4 - 1.8 R | 5 - 25 L | 强 | 0.6 % |
| F | 6,000 - 7, 500 K | 黄白色 | 白色 | 1.04 - 1.4 M | 1.15 - 1.4 R | 1.5 - 5 L | 中等 | 3 % |
| G | 5,200 - 6,000 K | 黄色 | 黄白色 | 0.8 - 1.04 M | 0.96 - 1.15 R | 0.6 - 1.5 L | 弱 | 7.6 % |
| K | 3,700 - 5,200 K | 橙色 | 淡黄橙色 | 0.45 - 0.8 M | 0.7 - 0.96 R | 0.08 - 0.6 L | 非常弱 | 12.1 % |
| M | 2,400 - 3,700 K | 橙红色 | 淡橙红色 | 0.08 - 0.45 M | ≤ 0.7 R | ≤ 0.08 L | 非常弱 | 76.45 % |