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光譜視差法

　　如 果 星 體 的 視 星 等 為 m_V， 絕 對 星 等 M_V， 而 以 秒 差 距 為 單 位 的 星 體 距 離 是 d。 它 們 間 的 關 係 稱 為 距 離 模 數

m_V - M_V = -5 + log₁₀d

          如 果 知 道 恆 星 的 光 譜 分 類 與 光 度 分 類 ， 由 赫 羅 圖 可 以 找 出 恆 星 的 光 度 。 更 進 一 步 ， 可 以 算 出 或 由 赫 羅 圖 讀 出 恆 星 的 絕 對 星 等 ， 代 入 距 離 模 數 公 式 ， 即 可 以 找 出 恆 星 的 距 離 。

在 20 世紀初期, 一位名叫 Hertzsprung 與一位名叫 Russel 的天文學家分別都在研究恆星光譜類型與絕對星等之間的關係. 他們把許多可以測得距離的恆星標示在一個以絕對星等為縱軸, 光譜類型為橫軸的圖上. 結果他們發現恆星在這圖上的位置有明顯的一條從左上方到右下方的帶狀分布, 稱為“主序列帶“.  並且也有不少恆星成群地分布在這帶狀分布的右上方, 有較少的恆星則是在左下方, 如圖 - 赫 羅 圖

這是一個有趣且重要的發現. 這些分布倒底有什麼意涵? 為什麼恆星在這圖上不是任意分布的呢? 後來的研究發現, 這張圖是研究恆星演化的重要工具, 因此人們把這樣一張圖特別以當時那兩位天文學家的名字來命名, 稱為“赫羅圖” (Hertzsprung-Russel diagram, H-R diagram).

同前面曾經介紹過的, 赫羅圖中的橫軸光譜類型代表的是恆星的表面溫度, 而縱軸絕對星等則是真正的亮度. 物理學家在研究熱輻射光譜的時候, 也發現了在一個固定的面積上, 亮度與溫度之間的關係.  溫度越高亮度越亮. 所以在赫羅圖上我們也可以把相同表面積的星球應該出現的位置用連線標示出來, 就如同圖中的虛線所表示的.

          因 為 主 序 星 的 分 佈 較 集 中 在 帶 狀 區 域 ， 所 以 光 譜 視 差 法 常 用 主 序 星 為 標 的 。 利 用 鄰 近 的 恆 星 ， 校 準 光 譜 視 差 法 的 量 測 。 另 也 假 設 遠 處 的 恆 星 的 組 成 與 各 項 性 質 ， 大 致 與 鄰 近 恆 星 類 似。 誤 差 常 在 25% 以 上 ， 。 (註 ： 本 銀 河 系 直 徑 約 30 Kpc)

光度分類

           同 一 表 面 溫 度 的 恆 星 ， 具 有 相 同 的 光 譜 分 類 。 恆 它 們 的 譜 線 線 寬 會 隨 著 恆 星 的 大 小 而 有 差 異 (相 同 表 面 溫 度 的 恆 星 ， 它 們 的 譜 線 幾 乎 相 同 ， 如 果 更 仔 細 的 分 析 ， 可 發 現 譜 線 的 線 寬 (line width)受 到 碰 撞 加 寬 的 影 響 。 超 巨 星 表 面 的 物 質 密 度 較 低 ， 譜 線 受 碰 撞 加 寬 影 響 的 程 度 也 較 低 ， 所 以 譜 線 的 寬 度 也 較 窄 。 但 在 巨 星 與 主 序 星 ， 恆 星 表 面 物 質 的 密 度 漸 次 增 加 ， 碰 撞 加 寬 影 響 的 程 度 也 隨 著 增 加 ， 所 以 譜 線 寬 度 也 隨 之 變 寬 。 )， 大 恆 星 的 譜 線 線 寬 小 於 小 恆 星 的 譜 線 線 寬。

          天 文 學 上 根 據 這 種 光 度 大 則 譜 線 窄 的 特 性 ， 將 恆 星 進 一 步 分 成 Ia (亮 超 巨 星), Ib (超 巨 星), II (亮 巨 星), III (巨 星), IV (次 巨 星)與 V (主 序 星) 等 六 大 光 度 分 類 。