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薃视向速度莁Radial-velocity聿视向速度是物体朝向视线方向的速度。一个物体的光线在视向速度上会受多普勒效应的支配,退行的物体光波长将增加(红移),而接近的物体光波长将减少(蓝移)。羅恒星的视向速度,能够经由高解析的光谱精确的测量,并且和在实验室内测出的已知谱线波长做比较。在习惯上,正的视向速度表示物体在退行,如果是负值,物体则是在接近。羆在许多联星中,轨道运动通常都会造成每秒数公里的视向速度改变量。这些恒星谱线的变化肇因于多普勒效应,因此她们被称为光谱联星。研究视向速度可以估计恒星的质量和一些轨道要素,像是离心率、半长轴。同样的方法也被用在发现环绕恒星的行星上,在这种方法下测量的运动可以确定行星的轨道周期,而位移量的大小可以用来计算行星的质量。袀赫氏空隙衿维基百科,自由的百科全书肇赫氏空隙(Hertzsprunggap)是赫罗图上恒星团的一种特色。它是依据埃希纳·赫茨普龙的发现命名的,他首先注意到在赫罗图上光谱类型A5到G0和绝对星等+1到-3的这一块区域()是缺乏恒星的。当一颗恒星在演化过程中跨越了赫氏空隙,就意味着它已经结束氢核燃烧,但尚未开始氦核燃烧。肄恒星不会停留在赫氏空隙上,这是因为它们在赫罗图上的经过这一区域的迁徙非常快速(只有数千年,相较于恒星的生命周期是非常短暂的)[1]),在图中这一部分的恒星密度非常的低,在依巴谷卫星11,000颗恒星的完整赫罗图上显示,还是有一小撮恒星在这个区域[2]。薄当一颗恒星耗尽在核心进行核融合反应已共应能量的氢,核心就会收缩并且使温度升高,造成恒星的外层膨胀和变冷,同时恒星的亮度会逐渐增加而成为一颗红巨星,导致在赫罗图上移动的轨迹移动至右上角。然后,核心的温度一旦达到3x10K,氦便会开始燃烧。氦在核心的燃烧终止了恒星表面温度的下降,并使亮度增加,因此恒星在赫罗图上的位置改为向左边移动,这是一个水平分支(对第二星族)或是红群聚(对第一星族)。水平分支(HB)是质量与太阳相近的恒星,紧接在红巨星分支后面的一个恒星演化阶段。水平分支恒星的能量来自核心的氦融合(经由3氦反应)和围绕着核新壳层的氢融合。水平分支的名称来自于这些恒星在色-光图上几乎是水平的排列者。许多水平分支星都是脉动的天琴座RR变星。另一类属于所谓的红群聚恒星,是第一星族星(相对较年轻的)的恒星,而HB恒星是第二星族星。她们将在其核心He枯竭后演化成渐近巨星支的恒星。所以,当核心的氦燃烧结束之后,恒星在赫罗图上又将转向右并且向上移动,移动的路径几乎与早先成为红巨星的路径并列,因此称为渐近巨星分支。在这个演化阶段的恒星称为AGB恒星。薀它每个周期之间太接近的间隙而不可能纯粹的是径向振动肈色指数膂维基百科,自由的百科全书羃色指数是天文学中利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。要测量出这个指数,观测者需要使用两种不同的滤镜,U和B或B和V,依序测出目标物的光度。这是一套很常用的通带或滤镜测光系统,U是对紫外线灵敏的滤镜,B是对蓝光灵敏的滤镜,V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜(参考UBV系统)。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数,数值越小,恒星的颜色越接近蓝色;反之,色指数越大,颜色越红(或温度越低)。这是一系列以对数显示的结果,明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小(可以为负值)。在比较上,淡黄色的太阳B-±[1],蓝色的参宿七B-V的数值为-(,,B-V=-)[2]。芀遥远天体的色指数通常都会受到星际消光的影响—也就是星际红化的现象比近距离的天体明显。红化的总量以色余这种特性来表示,在定义上是观测得到的色指数和正常的色指数(或本质的色指数),假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如,在UBV测光系统,我们可以将B-V颜色写成:袅EB?V=(B?V)Observed?(B?V)Intrinsic薅大部分光学领域的天文学家使用的通带是UVBRI滤镜,此处U、B和V与前述的相同,R是红色滤镜,I是红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字,称为强生-考欣滤镜系统(Johnson-Cousinsfiltersystem)(见参考资料)。这些滤镜有时会和光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合,,可以对色指数进行定量的演算。严格来说,选择一组适当的滤镜时,必须考虑待测天体的温度范围:B-V适合中间范围的温度,U-V适合高温的天体,而R-I适用于低温的天体。莃恒星光谱肁维基百科,自由的百科全书羇(重定向自恆星光譜分類)蚃太阳光谱螂在天文学,恒星分类是将恒星依照光球的温度分门别类,伴随着的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。根