通过光谱研究恒星

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1、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

2、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

3、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

4、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

5、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”。

6、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

7、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