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黄媂】恒星离我们这么遥远如何测量它到底有多热？
回答这个问题之前，先了解一下恒星基本辐射的特征，像太阳这种典型的恒星，它的光谱主要由两部分来组成的：
第1部分：连续谱、
第2部分：叠加在连续谱上的吸收线、
图解：黑色的色条——吸收线
为什么不同类型的天体会具有不同的辐射？
在物理学里面「基尔霍夫定律」描述了光谱产生的条件，要产生连续谱的话，它的辐射源必须是热的、致密的固体、液体或者是气体，当这些辐射经过了冷的气体之后可能会产生吸收线，这是恒星辐射所具有的两个基本的特性，另外要产生发射线通常是热的、稀薄的气体。
谱线，无论是发射线、吸收线或是连续辐射主要的来自于微粒子状态的变化，比如电子能级的变化，电子可以处于不同的能级状态上，最稳定的能级称为「基态」，这个时候电子被束缚在离原子核最近的轨道上，如果轨道逐渐增大它所具有的能量状态就越高，如果电子运动地太快了可能会逃脱原子核的束缚可能会变成自由态，所以电子在束缚态之间的跃迁以及束缚态和自由态之间的跃迁，以及自由态和自由态之间的跃迁都会产生发射线或者吸收线，辐射本身实际上就反映了粒子的微观物理状态以及状态的变化。
恒星光谱形成
恒星的光谱主要是连续谱加上吸收线，恒星的连续辐射是来自于它的核心高温、致密的核反应区域，在区域内产生了大量的热光子，光子在向外面传输的过程里面不断与周围冷的气体发生相互作用，比如被吸收了、被散射了，最终从恒星的「光球层」逃脱出来了，在这个过程里面一部分的光子就被太阳内部大气里面的冷气体所吸收了，所以就烙上了吸收线的印记，因此看到的来自太阳光谱，就不仅仅包括连续谱也包括恒星的吸收线。
「黑体」与「黑体辐射」
研究恒星或其他天体的物理性质主要就是通过对辐射谱的研究来得到它们的一些基本物理信息，研究辐射谱首先要从连续辐射入手，在介绍连续辐射之前，在物理学上有一种称为「黑体」的假想天体，所谓黑体就是它能够吸收所有的外来辐射，不产生任何的反射，然后把 辐射变成自己的内能再通过电磁辐射把它再辐射出去，这类理想的物体或者说天体，具有一个特定温度的黑体所产生的辐射称为叫「黑体辐射」， 很多天体，特别是大部分的恒星的连续辐射都可以近似地用黑体辐射来表示。
- 黑体：能吸收所有的外来辐射而不产生任何的反射，并全部再辐射的天体。
- 黑体辐射：具有特定温度的黑体的热辐射。
黑体辐射的形状
黑体辐射强度可以用「普朗克定律」来描述，黑体辐射强度是指天体在单位面积、单位时间、单位频率向单位立体角所发射的能量，普朗克定律反映了能量和频率之间的关系，黑体辐射强度和两个物理量有关系：
第1个物理量：频率。
第2个物理量：温度——温度越高辐射强度就越高，温度越低辐射强度相应地就变低了。
另外一个重要特性是温度越高的天体辐射强度最强的位置所对应的频率也就越高，而温度越低的天体辐射强度所对应的频率就越，这就是所谓的「韦恩定律」实际上反映了天体辐射谱的形状和温度之间的关系。
除了连续辐射之外，谱线也可以提供天体的信息
发射线就是电子从高能态跃迁到低能态，这个过程会释放一个光子，反过来如果是从低能态跃迁到高能态就会吸收一个光子，而光子的能量和它两个能态的差别是完全相等的。
不同的元素由于它的结构不一样，所以产生的吸收或者是发射线，光子的能量也是不同的，比如氢原子的电子能级从高的能级跃迁到基态，这个时候所释放的谱线称为「Lyman senes」，从更高的能级跃迁到第一基态称为「Balmer senes」，所以要产生特定的吸收线或者发射线，要求电子必须处于特定的能级上，但是电子在特定能级上的布居取决于温度的高低，因为粒子总是在相互碰撞的，温度越高粒子碰撞就越频繁就越可能占据比较高的能态，温度越低就越容易占据基态，这就意味着温度是决定粒子产生什么谱线的关键物理量。
根据特征吸收线的位置和强度也可以估计出恒星的温度
当温度高到5万K时几乎所有的氢原子能都电离了，所以它们很难产生各种谱线，氦原子部分也被电离了，所以它可以产生氦原子的吸收线或者是发射线，随着温度的下降氢原子的作用逐渐地显著起来，所在在几千到上万K的时候，从中性的氦到中性的氢它们所对应的各种谱线就可以被观察到了。
当温度进一步下降的时候分子会产生谱线，可以利用不同的特征谱线来估计产生最普遍的粒子所处的温度，这是测量恒星温度的另外一种办法，利用这样的办法得到了恒星的温度之后，人们就把恒星按照温度从高到低的序列进行排序，排序观测的基础是利用恒星的各种光谱特性，光谱特性就反映了温度的变化，把这种变化以光谱型的形式来表示出来，光谱型分别用字母O,B,A,F,G,K,M来表示。
每一种光谱型就对应了一个特征温度，当然这样的表示办法有的时候会显得过于粗糙，所以又把特征温度进行了进一步的细分，分成了从0~9这样的次型，比如太阳的光谱型就用G2来表示。
恒星的七种光谱型
不同的光谱型对应了不同的温度，下面详细解释下恒星的七种光谱型：
- O型星：这类星的光谱特性是具有很强的氦电离线，所以它需要非常高的温度，这个温度通常可以达到3万K，颜色表现为蓝色。
- B型星：这类星的辐射主要是中性的氦线和重元素的一次电离线，它的温度达到了2万K，颜色表现为蓝白色。
- A型星：这类星的辐射是以氢线和一些重元素的一次电离线为主的，温度达到了1万K，颜色表现为白色。
- F型星：这类星的辐射是以重元素的一次电离线和氦线及中性金属线为主的，温度达到了7000K，颜色表现为黄白色。
- G型星：这类星的辐射是以重元素的一次电离线和中性金属线为主的，温度达到了6000K，颜色表现为黄色。
- K型星：这类星的辐射是以中性金属线和重元素的一次电离线为主的，温度达到了4000K，颜色表现为红橙色。
- M型星：这类星的辐射是以中性金属线和分子带为主的，温度达到了3000K，颜色表现为红色。
谱线还可以提供关于恒星的另一种信息
每一种元素都有它独特的结构，在原子里面电子跃迁所产生的谱线是不相同的，把恒星的光谱和实验室里面的光谱进行比对，就可以通过它本身的位置和强度去推测恒星里面拥有的元素，这也是测量在宇宙里面各种元素丰度的主要手段，通过对于恒星光谱的和实验室光谱的比对，像太阳这样的恒星它绝大部分质量是由氢和氦来组成的，准确的说是70%的质量是由氢构成的，28%的质量是由氦构成的，剩下的2%是重元素，所以宇宙从可见物质来讲主要是由氢和氦这两种元素来组成的。
作者：黄媂
