5.2 星光與星色 學習重點 在學完本節後，你將能夠： 知道恆星的光譜與顏色有關，最基本的恆星光譜 分為OBAFGKM七大類。 知道由恆星光譜可以得知 恆星的組成。

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5.2.1 古代的紅色天狼星？

天狼星是夜空中最亮的恆星，顏色接近 色。然而有些 古籍的記載卻將天狼星 描述為紅色的星體， 甚至比火星還要紅！ 白

天狼星真的在這幾千年之內由紅變藍嗎？要回答這個困擾天文學家超過一個世紀以上的問題，我們要先了解 恆星的顏色所代表的意義….. 天狼星 圖片來源：http://www.janis.or.jp/users/kitahara/sww/e-sirius-v.html

人的眼睛只能感受到某些能量的光子，即相當於可見光的波長範圍。 5.2.2 顏色的起源 人的眼睛只能感受到某些能量的光子，即相當於可見光的波長範圍。 日常生活中見到物體呈現的顏色，大多與物體表面的反射性質有關。

我們接收到來自太陽及其他恆星 發出的可見光，都來自星球的表面。 這些光子主要由恆星表面的 高溫氣體的熱輻射所製造出來。 5.2.3 恆星光譜與溫度 什麼因素決定恆星光譜的形式？ 我們接收到來自太陽及其他恆星 發出的可見光，都來自星球的表面。 這些光子主要由恆星表面的 高溫氣體的熱輻射所製造出來。

恆星顏色大致反映表面的溫度！ 熱輻射的光譜中，長、短波長 光子的分配比例由氣體的 所決定，也決定了恆星的顏色。 溫度

恆星的熱輻射連續光譜：隨著熱氣體的溫度升高，光譜的峰值逐漸偏向 波可見光的波段範圍 光的比重也逐漸增加。 藍 短

恆星的表面溫度愈高， 發出的光子便具有愈高的能量，光譜的峰值偏向短波長 恆星的顏色偏藍； 反之，較冷的恆星則呈現紅色。

二、恆星的溫度及表面積大小 決定發出光子數目的多少 恆星的光度正比於 表面溫度的4次方，及半徑的平方。 二、恆星的溫度及表面積大小 決定發出光子數目的多少 恆星的光度正比於 表面溫度的4次方，及半徑的平方。 愈亮的恆星不見得溫度愈高。 觀測者而言，恆星看起來的亮度，隨距離平方的增加而遞減。

5.2.4 恆星光譜型分類與吸收譜線 12

5.2.4 恆星光譜型分類與吸收譜線 科學家在19世紀時利用 三稜鏡分析熱源產生的連續光譜。 輻射到達三稜鏡前通過一團氣體，便會發現原來的連續光譜 在某些波長處會變暗， 或原本不會發光的氣體會 發出特定波長的光。 這是光與物質作用後所產生 吸收與發射的現象。

天文學家利用光譜儀來分析天體發出的光 以了解其物理性質。 連續光譜顯示不同波長光子的相對量可知恆星表面溫度 天文學家利用光譜儀來分析天體發出的光 以了解其物理性質。

這些輻射在到達三稜鏡前通過一團氣體 有時原本不會發光的氣體會發出特定波長的光：發射譜線 　天文學家利用光譜儀來分析天體發出的光以了解其物理性質。

20世紀初，天文學家知道恆星 大氣的熱運動會發出連續光譜， 大氣中的原子或分子 （中性或不同游離態）， 會透過電子吸收或釋放能量 （電子的能階躍遷）， 造成熱輻射中具有特定能量的 光子減少或增加。 發射光譜 吸收光譜

在觀測上，恆星發出的光譜， 除了連續光譜外， 還可看到吸收或發射譜線。 天文學家便是依據恆星光譜中 數條有指標性吸收譜線的強弱 （例如，中性氫原子的某些譜線），將恆星分成7大類，以字母表之， 分別稱為OBAFGKM型星（表5.1）。

恆星光譜型與溫度、星色的關係 A1 G2 溫度高 光譜型 恆星顏色 具代表性的恆星 O 30∼50 藍白／紫 B 11∼30 藍白 A 溫度範圍（千K ） 恆星顏色 具代表性的恆星 O 30∼50 藍白／紫 參宿三（獵戶座δ星） B 11∼30 藍白 參宿七（獵戶座β星） A 7.5∼11 白 天狼星（大犬座α星） F 5.9∼7.5 黃白 老人星（船底座α星） G 5.2∼5.9 黃 太陽 K 3.9∼5.2 橘 畢宿五（金牛座α星） M 2.5∼3.9 紅 參宿四（獵戶座α星） L 1.3∼2.5 暗紅 棕矮星Teide 1 T <1.3 棕矮星Gliese 229B A1 G2

恆星光譜的分類工作最早是由哈佛大學天文臺的一群女性科學工作者在20世紀初所打下的基礎，攝於1913年。

作為分類依據的吸收譜線，其成因是恆星內部 產生的一些具特定能量的光子在通過恆星大氣時 被其組成的元素（中性或游離態）所吸收。 穿過較低溫光球層時，某些波長的光子會被 該處的物質 吸收而形成 吸收譜線 核心內部產生光子 作為分類依據的吸收譜線，其成因是恆星內部 產生的一些具特定能量的光子在通過恆星大氣時 被其組成的元素（中性或游離態）所吸收。

近年來，由於更冷的棕矮星 （質量太小，核心無法產生 氫合成氦的核融合反應） 也被視為恆星， 所以在M型星後， 又增加了L與T兩種類型。

Gliese229棕矮星與一顆紅矮星伴星 圖片來源：http://www.solstation.com/stars/gl229.htm

為了容易記住恆星光譜型的分類次序， 常見的記誦口訣為 Oh 為了容易記住恆星光譜型的分類次序， 常見的記誦口訣為 Oh! Be A Fine Guy（或Girl）,Kiss Me。 想想看，加上棕矮星的光譜型後， 如何將OBAFGKMLT造出一個句子？

恆星的吸收譜線可提供 其表面溫度的訊息， 同時也告訴了我們恆星 中所具有的元素成分。 5.2.5 金屬豐度與恆星的組成元素 恆星的吸收譜線可提供 其表面溫度的訊息， 同時也告訴了我們恆星 中所具有的元素成分。 天文學家將氫、氦以外的元素 稱為「重元素」或「金屬」， 並從恆星光譜中的 譜線來計算 大氣中某些重元素與 原子的比值，作為判斷該恆星的金屬豐度高低。 大氣 吸收 氫

通常銀河系愈晚誕生的恆星， 因其組成的星際介質已累積 愈多的前代恆星所拋出的 ， 其金屬豐度愈高。 因此在早期誕生的恆星， 因環境的金屬豐度較為貧乏， 所以可能不利 的誕生， 甚至是行星的形成。 重元素 生命

在我們太陽系中， 唯一能將較輕的原子核合成 更重原子核的場所是太陽的核心。 太陽目前在將氫原子合成氦的階段，所以構成我們的地球以及其他行星，乃至於生命所需的重元素全部是 來自太陽誕生前其他恆星的內部！

天文學家推測在太陽形成之前 在它附近有一定數量的大恆星死去， 將核心產生的重元素散布到星際間。 之後，有一部分以氫原子為主的 星際物質混雜著這些重元素 聚集形成了我們現在的太陽， 以及太陽系內的其他天體與生命。

基本的決定因素來自恆星的 。 一般恆星會穩定地發光發熱， 而不會因本身 的造成塌陷， 主要靠內部氣體的 運動 所產生的壓力來保持平衡。！ 5.2.6 恆星質量與演化 為什麼恆星會具有不同的溫度？ 基本的決定因素來自恆星的 。 一般恆星會穩定地發光發熱， 而不會因本身 的造成塌陷， 主要靠內部氣體的 運動 所產生的壓力來保持平衡。！ 質量 重力 熱

恆星的 同時 也決定了其半徑大小， 就決定了恆星的光度。 由此看來，一顆普通恆星的 與 皆受制於質量。 恆星的 同時 也決定了其半徑大小， 就決定了恆星的光度。 由此看來，一顆普通恆星的 與 皆受制於質量。 質量 星色 星光 補充:恆星的光度 L=4πR2·σT4

質量的大小也會決定恆星多快 會用光其核心內的 原子， 而進入 星的階段， 所以也決定了恆星的 。 質量的大小也會決定恆星多快 會用光其核心內的 原子， 而進入 星的階段， 所以也決定了恆星的 。 氫 紅巨 壽命

大部分恆星的最終結局為 組成的物質抵擋不了本身的 而塌陷成密度極 的天體， 故恆星的命運通常由其 決定 （見下圖） 大部分恆星的最終結局為 組成的物質抵擋不了本身的 而塌陷成密度極 的天體， 故恆星的命運通常由其 決定 （見下圖） 重力 高 質量

恆星的質量不但與其表面的溫度及光度息息相關，也決定了其演化的速度及最終的結局。

質量與太陽類似的恆星會形成白矮星

恆星演化到末期，其質量大於太陽質量的1.4倍或3倍以上，結局中子星或黑洞。

1054年（中國 北宋期間）發生的 超新星爆炸可能是最有名的一個例子，其殘骸為現在的蟹狀星雲。 中國的史書中記載此「客星」 連續23天在白天看起來如同金星 一般亮。藉由現在不同波段的觀測， 可知蟹狀星雲中存在一顆脈衝星， 為當年超新星爆炸所留下的產物。

美國 帕洛瑪天文臺（可見光） 所觀測到的蟹狀星雲

NASA錢卓X光望遠鏡 所觀測到的蟹狀星雲

中子星存在的證據為其發出的電波輻射，最早由安東尼．休伊什（Antony Hewish，1942∼）與其研究生喬絲琳．貝爾（Jocelyn Bell，1943∼）共同發現。 而要搜尋黑洞，則要偵測其周遭的物質 在掉入黑洞前所發出的 ， 2002年的諾貝爾物理獎有一半便是頒給 致力於發展X光天文觀測的里卡爾多． 賈科尼（Riccardo Giacconi，1931∼） X光

5.2.7 赫羅圖 丹麥天文學家赫茲史普 與美國天文學家羅素在20世紀初 分別注意到恆星溫度與光度的相關性。他們將一批恆星的這兩種數據標記於橫軸與縱軸分別為表面溫度（也可為光譜型或顏色）與光度（或絕對星等）的圖中，而發現恆星圖集中在一帶狀的區域。便以這兩位天文學家命名，稱為赫羅圖。

恆星密集 帶狀區域 稱主序帶 這些恆星 稱主序星

赫羅圖不同的區域不同類型的恆星。 從圖中可看出恆星的大小。

恆星一生，絕大部分 氫核融合成氦的過程 產生能量， 才有足夠的熱能抗衡 本身質量的向內坍縮。

當恆星耗盡了核心的氫時 （質量愈大的恆星消耗得愈 ）， 開始有不同產生能量的過程， 直接造成了恆星的膨脹或收縮， 進而影響其光度與表面溫度。 所以赫羅圖不僅 提供恆星現在物理性質的統計， 更可預測恆星的光度與溫度隨時間的變化。 快

5.2.8 大氣與星際介質的紅化現象 天狼星變色的問題： 根據我們目前對恆星演化的了解，質量約為太陽2倍的天狼星極不可能在數千年內由較冷的紅星變成接近10,000 K 的熱恆星。

目前對部分古代記載中紅色天狼星的解釋，雖然還沒有一致的看法，一較普遍的說法為這些紀錄都是 描述非常靠近地平線時的天狼星，發出的星光穿過較多的地球大氣，大氣中的粒子散射短波長的星光，只讓偏紅的長波長光 進入觀測者的眼中或儀器， 這造成天狼星偏紅的結果。

天狼星接近地平面時，略為偏紅 圖片來源：康熹編輯部

同樣的原理也可解釋 為什麼天空是藍色的， 偏黃的太陽在黎明及黃昏時呈現火紅，以及月全食月面的顏色。 圖片來源：陳錦鴻

同樣的原理也可解釋月全食 月面的顏色。

介於地球觀測者與遠方恆星間的星際介質也有同樣的作用

好站連結 ALMA（Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array）」介紹 望遠鏡介紹：將會是世界上最大的、最靈敏的電波望遠鏡。目前正於智利北部的5,200公尺高的Atacama沙漠中興建，觀測波段由0.3～9mm。ALMA陣列可觀測各式之研究主題，如太陽系行星系統之氣候特徵、銀河系中恆星及行星之形成、活躍星系核的移動和高紅位移（z～10）的早期星系形成等。

好站連結 星空蝴蝶—行星狀星雲 「星空蝴蝶—行星狀星雲」，為目前擔任中央研究院天文及天文物理所籌備處主任的郭新教授，在2004年2月28日應台北市立天文科學教育館與台北市天文協會的邀所作之演講。郭教授三十多年來，他利用世界最先進的光學及電波望遠鏡作觀測研究，而有許多重大發現。郭教授並曾擔任國際天文聯合會行星狀星雲研究組之主席，著有「行星狀星雲的起源與演化」以及「星空蝴蝶」，均由劍橋大學出版社出版。

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