AQA A-Level 物理/光譜分類

關鍵定義

巴爾末系：氫光譜中的一組線

恆星可以根據它們的溫度和它們產生的吸收光譜進行光譜分類。下表總結了每個類的屬性，直接摘自 AQA 規範。

光譜分類	顏色	溫度 /K	顯著的吸收線
O	藍色	25,000 - 50,000	He⁺, He, H
B	藍色	11,000 - 25,000	He, H
A	藍白色	7500 - 11000	H, 離子化金屬
F	白色	6000 - 7500	離子化金屬
G	黃白色	5000 - 6000	離子化和中性金屬
K	橙色	3500 - 5000	中性金屬
M	紅色	< 3500	中性原子，TiO (二氧化鈦)

恆星中的不同元素吸收不同波長的光。例如，如果將白光照射到純氫雲中，除了一些特定波長外，所有光線都會透過。這是因為氫吸收了它，隨後激發了氫原子周圍的電子。

圖 1：白光的連續光譜

恆星中也發生同樣的效應。恆星中的每種元素都吸收特定波長的光，導致在地球上觀察者看來出現吸收光譜。它看起來會與圖 1 相似，只是在吸收的波長上有黑色帶。

氫巴爾末線是氫光譜中的一系列線。透過分析這些線，我們可以縮小對恆星溫度估計的範圍。這些線只在特定溫度下出現，當氫的電子處於 $n=2$ 狀態時。

回到我們的氫雲示例，如果雲太熱，氫原子會相互碰撞，產生足夠的力使它們的電子脫離。當原子失去電子時，它就會被電離，因此結果是氫被電離的雲。由於缺乏電子，無法吸收任何白光，因此氫巴爾末線不可見；沒有光被吸收。

在這種情況下，電子當然不在 $n=2$ 能級，因為它們根本不是原子的一部分。

如果雲太冷，入射到氫原子的光將沒有足夠的能量激發電子，這意味著它不會被吸收。對於純氫雲來說，這將與雲被電離時產生完全相同的效應。

鑑於恆星過熱或過冷對地球上觀察者觀察巴爾末線具有完全相同的效應，我們如何才能判斷恆星的溫度？

幸運的是，恆星包含許多元素，它們都有不同的吸收模式。我們可以分析多種元素以更準確地確定恆星的溫度。

我們知道，最強的巴爾末線出現在大約 9000K 的恆星中。隨著恆星溫度接近 9000K，氫巴爾末線變得更強。因此，我們可以用巴爾末線的強度來估計恆星的溫度。