天文学课程论文《通过光谱研究恒星》

恒星光经过色散系统（光栅或棱镜）分解后形成的红橙黄绿青蓝紫七色光带。

恒星光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。

光谱中包含着关于恒星的各种特征的最丰富的信息，到现在为止，关于恒星的本质的知识，几乎都是从恒星光谱的研究中得到的。

绝大多数恒星光谱与太阳光谱很相似，都是在连续光
谱上面有许多暗黑的谱线的吸收光谱，说明恒星
是被较冷的恒星大气包围的炽热的气体球。

恒星
间谱线数目和分布差异较大，其中大部分是地球
上已存在的化学元素的谱线。

通过恒星光谱的研
究，可以测定恒星的化学组成，恒星大气的温度、
压力和恒星运动的视向速度等。

恒星光谱可分为
几种不同类型，其中按哈佛系统，根据绝对温度
把恒星分成O、B、A、F、G、K、M及附加的R、N、
S等类型，其中每型又分为10个次型。

20世纪初，美国哈佛大学天文台已经对50
万颗恒星进行了光谱研究。

并对恒星光谱根据它
们中谱线出现情况进行了分类。

结果发现它们与
颜色也有关系，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”
型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、橙色的“K”型、红色的“M”型等主要类型。

实际上这是一个恒星表面温度序列，从数万度的O型到2-3千度的M型。

丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱-光度图”，也称“赫-罗”图。

大部分恒星分布在从图的左上到右下的对角线上，叫主星序，都是矮星。

其它还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。

赫--罗图是研究恒星的重要手段之一。

它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。

在恒星的光谱分类中，O、B、A型称为“早型星”；F和G型称“中间光谱型”；K和M型称为“晚型星”。

20世纪90年代末期，天文学家越过M型把恒星光谱分类扩展到温度更低的情况，先提出了新的L型，继而又提出了比L型温度更低的光谱分类T型。

通过恒星的颜色可以确定恒星表面的温度。

然而，星光所携带的信息，远不仅限于恒星表面温度。

1665年，牛顿曾经做过一项在物理学史上具有划时代重要意义的实验。

他让通过小孔进来的一束太阳光照射到玻璃三棱镜上，在棱镜后面的纸屏上出现了红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七色光组成的彩虹。

他得出结论说，白光是由各种颜色的单色光混合而成的，是“复合光”。

牛顿把这些按顺序排列的单色光称为“光谱”，这实际上开创了物理光学的一个崭新时代。

1814－1815年间，在德国光学仪器专家夫琅和费在研究太阳光中的“暗线”方面有了重大的进展。

在此之前，他知道另一位德国科学家屋拉斯顿在太阳中光发现过某些暗的条纹，于是他着手重复牛顿和屋拉斯顿做过的实验。

由于夫琅和费使用的仪器比他的前人发展得更先进、更精密，他得到的光谱是被放大了很多倍的而有利于仔细地分析与观察。

夫琅和费得到了太阳光谱中的多达 700条不等间隔的暗线（今天天文学家们观察到的太阳光谱暗线已达约一百万条）。

直到现在，我们仍称这些太阳光谱中的暗线叫“夫琅和费线”。

但是，尚未解决的问题是，夫琅和费线是怎样形成的，它们的物理意义是什么，人们对此在一段长时间内却未找到答案。

1856年，德国物理学家克希霍夫和他的同事、化学家本生，在研究向本生发明的“本生灯”的白色火焰中撒入不同的化学物质时形成的彩色火焰的光谱
时，发现不同的化学物质都有它自己的特征谱线。

物质的这些特征谱线，又反过来可以作为我们识别这种物质的重要线索和“证据”。

他们还发现，太阳光谱中的最醒目的暗线“D 线”，是太阳外层大气中的钙对连续谱的吸收效应的结果。

这一研究成果使天文学家们受到了启发。

他们设想，分析来自天体的光，通过研究谱线的不同波长，并将其与地球上实验室中得到的不同物质的特征谱线波长相比较，就有可能确定该天体中含有的元素种类及含量的多少（含量与谱线强度有关）。

这种光谱分析方法是现代天体物理学的主要实验基础之一。

可是，一种物质为什么能发射或吸收一定波长的光，或说光谱是怎样形成的，这个问题也曾使科学家们困惑。

在19世纪以前，认为光是一种波动的观念占了主导地位。

但这时的波动说却完全不能解释物质是怎样发出光波的，尤其不能解释一种物质只能发出某些特定波长的光。

1885年，瑞士数学家巴尔末提出了一个经验公式来解释氢元素发出的一组可见光谱线，这个公式可以用纯数学方法计算出这些谱线的波长，但公式本身的提出并非建立在任何物理依据之上。

后来这组光谱线就被称为“巴尔末线系”。

1931年，丹麦物理学家玻尔在普朗克的量子论和卢瑟福的原子模型基础上，结合夫琅和费、基尔霍夫和本生等人的工作，提出了一种新的原子理论，又称“行星模型”。

这一理论认为，在一个原子内部，电子就像行星绕太阳旋转那样围绕着原子核旋转。

越是靠近核的电子具有的势能越低；而越是离核远的电子具有的势能就越高。

这样，电子所在的轨道不同，所处的“能级”也有高有低，各不相同。

根据能量守恒定律，当电子从外部的轨道“跃迁”到离原子核更近些的轨道上时，它必然要释放出一部分势能。

反之，电子也只有从外界吸收了一部分能量以补充它的势能之后，才可能从内部的轨道跃迁到离原子核更远些的外部轨道上。

在原子中电子能级的结构，看来不像是连续的“斜坡”，而更像是不连续的“台阶”。

当电子在两个特定的“台阶”之间发生跃迁时，无论是“向上”跃迁还是“向下”跃迁，“台阶”之间的能量差总是固定的，所以吸收或发射的那一份光能量也就是固定的，则吸收或发射的光波长也就是固定的了。

还有，由于不同物质的原子中电子数目有多有少，能级“台阶”的数目和能量差值也各不相同，所以吸收或发射的光波长也不同。

这就是导致不同物质有着不同特征谱线波长的原因。

由于能够非常合理地解释实验现象，玻尔的理论很快地为多数科学家所接受。

物理学家们共发现了三种类型的光谱。

在实验室中通过棱镜直接观察一些炽热物体所发出的光时，观察到的结果会是从红到紫的一道连续彩虹，其中不出现亮线和暗线，这种连续彩虹就叫连续谱。

如果透过某种物质的气体或蒸气来观察另一个炽热物体所发出的光时，在连续谱中就可能出现一些暗线；而如果改换在某个角度上观察这种气体或蒸气，结果又有所不同，这时有可能看到一些叠加在暗背景上的亮线。

暗线和亮线产生的原因是，暗线是由物质对特定波长的光能量吸收形成的，亮线是由物质对特定波长的光能量发射形成的。

所以，暗线又叫做吸收线（如太阳光中的夫琅和费线），亮线又叫做发射线。

一种物质的特征谱线有时是作为亮线出现，有时是作为暗线出现，这取决于它所处的物理状态和观测的方式。

但不管是吸收线和发射线，它的波长在一般条件下总是不变的。

关于吸收线和发射线的关系，正如克希霍夫解释说：“如果由产生连续谱的光源发出的光穿过比较冷的气体（或蒸气），那么气体就从光谱的全部光线中只吸收那些它自己在炽热状态下发射的光线”。

一个问题是，为什么在我们观测到的大多数恒星光谱中，最常见的是吸收线呢？原来，在多数恒星的内部，正在进行着某种形式的热核反应，那里温度高且发出连续谱形式的辐射；而恒星外层大气的温度较低，其中的物质就对内部来的连续谱辐射进行了“选择吸收”，于是就在连续谱上形成了外层大气物质的吸收线。

有了光谱分析方法，人们终于有可能了解遥远的天体是由哪些什么化学元素组成的。

几
乎所有的恒星的表层大气中都具有大致相同的化学成份，最多的是氢和氦，这两种元素占了总量的95％以上。

恒星上还有钾、钠、钙、镁、铁、氧化钛等元素和一些化合物。

不同温度恒星的化学组成可以有很大的差别。

光谱分析方法对于天体物理学、天体化学研究十分重要。

为了便于深入研究，天文学家根据观测到的不同恒星的不同的光谱类型对恒星进行了分类。

，美国哈佛大学天文台的天文学家对恒星光谱分类作出了最重要的贡献。

他们是利用光谱中的吸收线对恒星进行分类的。

其中，女天文学家坎农一个人竟然分析过多达250000颗恒星的光
谱。

根据“哈佛分类法”，当时有240000
颗恒星被分为7 个大类，依温度从高到低分别
称为O 、B 、A 、F 、G 、K 、M 型恒星。

另
外还有R 、N 和S 三个子型，它们是分别从G
型和K 型中细分出来的。

各型恒星的颜色、表面温度、谱线特
征及代表星如下。

O 型星，淡蓝白色，约30000 开，吸
收线相对少，由于温度很高，有电离氦和其它
元素的电离谱线，但氢线很弱。

代表星船尾座
ξ（中国名“弧矢增二十二”）；
B 型星，蓝白色，约11000 －25000 开，出现中性氦谱线，氢线较O 型星变强。

代表星猎户座β（参宿七）、室女座α（角宿一）；
A 型星，蓝白色，约7500－11000 开，有很强的氢线，出现一次电离的镁、硅、铁、钛、钙等的谱线，也有一些微弱的中性金属线。

代表星大犬座α（天狼星）、天琴座α（织女星）；
F 型星，白色，约6000－7500开，氢线变弱，但仍然明显，一次电离金属线和中性金属线同时存在。

代表星小犬座α（南河三）；
G 型星，黄白色，约5000－6000开，电离钙线非常明显，其它电离金属线和中性金属线同时存在。

代表星太阳、御夫座α（五车二）；
K 型星，橙黄色，约3500－5000开，以中性金属线为主。

代表星牧夫座α（大角星）、金牛座α（毕宿五）
M 型星，红色，约3500开，中性金属线很强而且开始出现分子谱线。

代表星猎户座α（参宿四）、天蝎座α（心宿二或“大火”）。

又有天文学家根据各型中某些特定的吸收线强度的差别，把每个光谱型分为10个子型。

例如，G 型被分成了G1、G2、G3、G4…等。

还有人注意到，同一光谱型中的恒星，不只谱线的强度有差别，谱线的宽度也很不相同。

根据物理学中“压力展宽”的机制，恒星谱线的宽度一般可以作为确定恒星大气压力大小依据之一。

所以，大气压力最小的恒星谱线最细，例如巨星和超巨星；反之，大气压力最大的恒星谱线最宽，例如白矮星。

于是，又把7 个基本光谱型中的每一个按谱线宽度分为7 个子型，用罗马字母表示。

它们依次是，Ⅰ－超巨星，Ⅱ－亮巨星，Ⅲ－巨星，Ⅳ－亚巨星，Ⅴ－主序星和矮星，Ⅵ－亚矮星，Ⅶ－白矮星。

有了这样完善的光谱分类，我们一看到一颗恒星的光谱型，就可大致知道它的温度、压力等物理状态。

如太阳的光谱型是“G2V ”，我们则可马上想到太阳应是一颗黄色的、温度和压力都适中的主序星。