天体光谱学

天体光谱学是天文学使用光谱学技术测量包括可见光、电波等，来自恒星和其他天体的光谱等辐射。恒星光谱可以显示恒星的许多性质，例如其化学成分、温度、密度、质量、距离、亮度和使用多普勒位移测量相对运动。许多其他类型天体，例如行星、星云、星系和活跃星系核等的物理性质，也可以用光谱学来研究。

## 背景

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用于天体光谱学测量的有三个主要的频段：可见光、电波、和X射线。虽然所有的光谱学都着眼于光谱的特定区域，但根据不同的频率，需要不同的方法来获取讯息。臭氧（O3）和氧分子（O2）吸收波长在300 nm以下的光，这意味着X射线和紫外线光谱需要使用太空望远镜或火箭安装探测器。电波信号的波长比可见光信号长得多，需要使用天线或碟型天线。红外线会被大气层中的水汽和二氧化碳吸收，因此虽然设备与可见光的光谱学相似，但需要卫星才能纪录大部分的红外光谱。

### 光学光谱

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自从艾萨克·牛顿首次使用简单的棱镜来观察光的折射特性以来，物理学家一直在研究太阳的光谱。在19世纪初期，约瑟夫·夫朗和斐利用他是玻璃制造商的技能，创造了非常纯净的棱镜，让他能在看似连续的太阳光谱中观察到574条暗线。不久之后，他结合望远镜和棱镜观测金星、月球、火星和各种恒星（例如参宿四）的光谱；直到1884年公司关闭前，他的公司继续在他原始设计的基础上，制造和销售高品质的折射望远镜。

棱镜的解析力受限于棱镜的尺度，较大的棱镜能提供更详细的光谱，但质量的增加使得它不适合高精度的工作。由于加拿大渥太华自治领天文台的约翰·斯坦利·普拉斯基特开发出高品质的反射光栅，这个问题在20世纪初期得到解决。击中光栅镜面的光线会以相同的角度反射，但有一小部分会以不同的角度折射；这取决于材料的折射率和光的波长。通过利用大量平行的反射镜制成的炫耀光栅，这一小部分折射的光可以聚焦并且能够看见。这种新的光谱仪比棱镜更精细，需要的光也更少，并且可以通过将光栅倾斜来聚焦在光谱的特定区域。

炫耀光谱受限于反射镜的宽度，只能在每毫米1000行以内的范围内聚焦，超过这个限制就会失焦。为了克服这一限制，开发了全像光栅。容积相的全像光栅是在玻璃表使用去皮明胶，然后暴露在干涉仪创建的干扰波模式下。这种波模式制造出炫耀光栅的反射模式，但利用了布拉绕射，而反射角度取决于明胶中原子的排列过程。全像光栅可以具有高达每毫米6,000条的线条，收光线的能力是炫耀光栅的两倍。全像光栅的用途广泛，且由于它们封闭在两片玻璃之间，可能使用数十年都无须更换。

探测器可以记录光谱仪中光栅或棱镜的色散。从历史上看，在电子探测器被开发出来之前，照相底片曾被广泛地用于纪录光谱。而现在，光学光谱仪通常采用电荷耦合装置（CCD）。通过观察已知发射线波长的气体放电灯谱线，可以校准光谱的波长尺度。光谱的通量尺度可以与对标准恒星的观测进行比较，作为波长的函数进行校准，并修正大气吸收光；这称为分光光度测量。

### 电波光谱

电波天文学是基于卡尔·央斯基在1930年代初期工作创立的。卡尔·央斯基在20世纪30年代初期为贝尔实验室工作，他建造了一个电波天线，用于研究跨越大西洋电波传输存在的潜在干扰源。发现噪声源之一不是来自地球，而是来自银河中心星座的人马座。在1942年，詹姆斯·史坦利·海伊使用军用雷达检视到来自太阳的电波频率。电波光谱学始于1951年发现波长21公分的氢线。

#### 电波干涉仪

当约瑟夫·莱德·波西、鲁比·佩恩-斯科特、和林赛·麦克雷迪在1946年使用在海边悬厓的单天线观察200MHz的太阳辐射时，开创了电波干涉仪。来自太阳本身和海面反射的两道入射的电波束，产生了必要的干涉。第一架多接收器干涉仪是马丁·赖尔和冯伯格于同年建造的。在1960年，赖尔和安东尼·休伊什发表了合成孔径技术，来分析干涉仪的数据。合成孔径过程涉及 自相关和离散傅立叶变换，对传入信号恢复通量的空间和频率变化，结果是立体影像的第三轴是频率。由于这项工作，赖尔和休伊什共同获得1974年的诺贝尔物理学奖。

## 恒星及其性质

### 化学性质

牛顿使用棱镜将白光分割成各种颜色，夫朗和斐的高品质棱镜使科学家能够看见为之起源的暗线。在1850年代，古斯塔夫·克希荷夫和罗伯特·威廉·本生描述了这些暗线背后的现象。热的固体物质产生具有连续光谱的光，热气体以特定波长发射光，被较冷气体包围的热固体物质显示接近连续的光谱，而其中的暗线与气体的发射线相对应。通过比较太阳吸收光谱的吸收线与已知气体的发射谱线，可以确定恒星的化学成分。

下表显示主要的夫朗和斐谱线和与其相关联的元素。早期的巴耳末系显示在括弧中。

y｜O2｜898.765 Z｜O2｜822.696 A｜O2｜759.370 B｜O2｜686.719 C (Hα)｜H｜656.281 a｜O2｜627.661 D1｜Na｜589.592 D2｜Na｜588.995 D3 or d｜He｜587.5618 e｜Hg｜546.073 E2｜Fe｜527.039 b1｜Mg｜518.362 b2｜Mg｜517.270 b3｜Fe｜516.891 b4｜Mg｜516.733｜符号｜元素｜波长 （nm） c｜Fe｜495.761 F (Hβ)｜H｜486.134 d｜Fe｜466.814 e｜Fe｜438.355 G' (Hγ)｜H｜434.047 G｜Fe｜430.790 G｜Ca｜430.774 h (Hδ)｜H｜410.175 H｜Ca+｜396.847 K｜Ca+｜393.368 L｜Fe｜382.044 N｜Fe｜358.121 P｜Ti+｜336.112 T｜Fe｜302.108 t｜Ni｜299.444

并不是太阳中所有的元素都立即被识别出来，下面列出了两个例子。

- 在1868年，约瑟夫·诺曼·洛克耶和皮埃尔·让森独立现在钠双线（D1和D2）的旁边有一条在实验室中从未见过的谱线，洛克耶确定该线是一种新元素。这个元素线现在命名为氦，但直到1895年才在地球上发现这种元素
- 在1869年，天文学家查理斯·奥古斯都·杨和威廉·哈克内斯独立在日食期间的太阳日冕中观测到一条绿色发射线。因为这条谱线只在日冕中被发现，所以被认为是新元素而错误的被命名为𰛂 (coronium)。直到1930年代，沃尔特·格罗特里安和本特·埃德伦才发现这条530.3奈米的谱线是高电离的铁（Fe13+）。日冕光谱中的其它异常谱线也是由高电离元素，如镍和钠引起的，而高电离是日冕的极端高温所导致。

迄今为止，在293.5至877.0奈米之间已列出超过20,000条吸收线，而只有大约75%的元素与这些吸收线相关。

通过分析发射光谱线中每条谱线的宽度，可以确定恒星中存在的元素与其丰度。使用这些资讯，恒星可以分为星族：星族I是最年轻的恒星，具有最高的金属含量（我们的太阳是星族I的恒星），而星族III是最古老的恒星，金属量非常低。

### 温度和大小

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在1860年，古斯塔夫·克希荷夫提出了黑体的概念，这是物质可以发出所有波长的电磁辐射。在1894年，威廉·维因推导出一种表示法，将黑体的温度（T）和其发射波长的峰值（λmax）关联在一起：

$$\lambda_\text{max} T = b$$

b是一个比例常数，称为维恩位移常数，相当于2.897771955...×10−3 m⋅K。这个方程式称为维恩定律。通过测量恒星的峰值波长，可以确定表面的温度。例如，如果峰值波长是502奈米，则相应的温度将是5,778K。

恒星的光度是在一定时间中辐射输出电磁能量的度量。恒星的光度（L）与温度（T）的关系可以表示为：

$L= 4 \pi R^2 \sigma T^4$ ,

此处的R是恒星的半径，σ是斯特凡-波兹曼常数，其值相当于5.670374419...×10−8 W⋅m−2⋅K−4。因此，当光度和温度（通过直接的测量和计算）都已知时，可以确知恒星的半径。

## 星系

因为星系是由数以亿计的恒星组成的，所以星系的光谱看起来与恒星的光谱相似。

1937年，弗里茨·兹威基研究星系团的多普勒位移之后，发现星系团中的星系移动速度比从可见光推断的质量所能束缚的速度要快得多。兹威基假设星系团中一定有许多非发光的物质，它们被称为暗物质。从他的发现之后，天文学家已经确定大部分的星系（和大部分的宇宙）是由暗物质组成的。然而，在2003年发现有4个星系（NGC 821、NGC 3379、NGC 4494、和NGC 4697）没有或几乎没有暗物质影响它们与它们所包含的恒星运动；暗物质缺乏的原因不明。

在1950年代，强大的电波源被发现与非常暗淡，且非常红的天体有关。当其中一个天体的光谱首度被采取到时，虽然有吸收谱线的波长，但都不在预期的位置上。天文学家很快意识到这是一个正常的星系光谱，但有高度的红移。在1964年，这类天体被丘宏义命名为类星体。现在，类星体被认为是在宇宙早期形成的星系，其极端的能量输出是由超大质量黑洞提供动力。

星系的性质也可以通过分析其中的恒星来确定。NGC 4550是室女座星系团中的一个星系，其大部分的恒星以与其它部分恒星相反的方向旋转。因此，这个星系被认为是由两个星系组合在一起，而这两个星系以彼此相反的方向旋转。星系中明亮的恒星也有助于确定该星系的距离，而且可能是比视差或标准烛光更准确的方法。

## 星际物质

星际物质是占据星系中恒星系统之间空间的物质，99%是气态的氢、氦以及少量其它的电离元素。其它的1%是尘埃颗粒，被认为主要是石墨、硅酸盐和冰。尘埃和气体的云被称为星云。

星云有三种主要类型：吸收、反射和发射。吸收星云（或暗星云）是由相当数量的尘埃和气体组成，足以遮蔽它们身后的星光，使光度测量变得困难。反射星云，正如它们的名字建议，反映了附近恒星的光。它们的光谱与周围的恒星相同，但因为短波彼长波容易散射，所以颜色更蓝。发射星云则根据其化学成分，发出特定波长的光。

### 气态发射星云

在天体光谱学的早期，科学家对气态星云的光谱十分困惑。1864年，威廉·哈金斯注意到许多星云只呈现发射谱线，而没有像恒星那样的全光谱。从克希荷夫的工作，他得出星云必须包含"大量的发光气体或蒸气"。但是，还是有好几条发射谱线无法和地面上已知的任何元素连结，其中最亮的谱线是495.9nm和500.7nm。这些线被归属于一种新元素：𰚼。直到1927年，这些谱线才被艾拉·斯普拉格·鲍恩确定是来自高电离氧（O+2）。这些发射谱线因为是禁线，无法在实验室中复制；星云的低密度（每立方公分一个原子）允许离子通过禁线的发射，而不是与其它原子碰撞来衰减。

并非所有的发射星云都位于恒星周围或附近，能受到恒星加热而电离。大多数气态发射星云都是由中性氢形成。在基态的中性氢有两种可能的自旋状态：电子具有与质子相同或相反的自旋。当原子在这两种庄态之间转换时，他会释放出波长21公分的发射或吸收线。可以对电波范围内的这条线进行非常精确的测量：

- 通过多普勒位移可以测量云的速度。
- 线的强度提供云中原子的密度和数量。
- 可以计算云的温度。

利用这些资讯，尽管螺旋臂的确切数量和位置仍是在进行研究中的主题，银河系的形状被确定为螺旋星系。

### 复杂分子

星际物质中的尘埃和分子不仅遮挡光度测量，还会造成光谱中的吸收线。它们的特征是由不同能阶之间的电子跃迁、旋转或振动产生的谱线。检测到的谱线通常发生在光谱的电波、微波或红外部分。形成这些分子的化学反应可能发生在冷、弥散的云气中，或在受到紫外线照射的密集区域。多环芳香烃，像是乙炔（C2H2），通常聚集在一起形成石墨或其它乌黑的材料，但是其它的有机化合物，例如丙酮（(CH3)2CO）和巴克明斯特富勒烯（C60 和C70）也已经被发现。

## 宇宙中的运动

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恒星和星际气体受到尹力的约束形成星系，星系受到彼此间的引力约束形成星系团。除了银河系中的恒星和本星系群中的星系之外，由于宇宙膨胀，几乎所有的星系都在远离我们。

### 多普勒效应和红移

透过光谱可以决定恒星等天体的运动状态。由于多普勒效应，朝我们移动的物体会产生蓝移，而离我们而去的物体会产生红移。红移的光波长会变长，看起来比原来更红。相反的，蓝移的光波长会变短，看起来比原本更蓝：

$$\frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0}=\frac{v_0}{c}$$

此处$\lambda_0$是发射的波长，$v_0$是物体的速度，和$\lambda$是观测到的波长。注意，v<0对应于波长的蓝移。红移的吸收或发射线会更偏向于光谱的红色端，而不是固定的谱线。在1913年，维斯托·斯里弗确定仙女座星系是蓝移的，这意味着它正朝向银河系移动。他记录了其它20个星系的光谱，除了4个以外，所有其它的星系都是红移；并且能够计算它们相对于地球的速度。爱德温·哈伯稍后利用这些资讯，以及他自己的观测，定义了哈伯定律：星系距离地球越远，它远离我们的速度越快。哈伯定律可以概括描述为：

$$v = H_0 d$$

此处$v$是速度（或哈伯流），$H_0$是哈伯常数，和d是与地球的距离。

红移（z）可以通过系面的方程式表示：

基于波长｜基于频率

$z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}} - \lambda_{\mathrm{emit}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$｜$z = \frac{f_{\mathrm{emit}} - f_{\mathrm{obsv}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$

$1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$｜$1+z = \frac{f_{\mathrm{emit}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$

在这些方程式中，频率是$f$和波长用$\lambda$来表示。越大的z值，红移越大，物体离地球的距离也越远。截至2013年1月，使用哈勃超深空发现了红移最大的星系，其年龄超过130亿年（宇宙约为138.2亿年的历史）。

多普勒效应和哈伯定律可以结成方程式：

其中的c是光速。

### 本动

受引力约束的物体将围绕一个共同的质量中心旋转。对于恒星，此种运动称为本动速度，可以改变哈伯流。因此，需要为本动添加一个额外的项目到哈勃定律中：

$$v_\text{total} = H_0 d + v_\mathrm{pec}$$

当观察太阳或星系的光谱时，因为基于简单的哈伯定律和预期的红移将被这种运动（本动）掩盖，所以本动会造成混淆。例如，由于星系团中星系的本动速度非常大，室女座星系团的大小和形状一直是科学上需要仔细研究的问题。

### 联星

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就像行星可以与恒星进行引力束缚一样，恒星也可以成对的相互环绕。一些联星是目视联星，这意味着通过光学望远镜就可以观察它们。但是，有些联星过度接近，无法以光学望远镜分辨。当通过光谱仪查看这样的联星时，会显示出复合的光谱：两颗恒星的光谱被叠加在一起。当两颗恒星的光度相似，而光谱类型不同时，这种复合的光谱就很容易检测。

光谱联星也可以经由径向速度检测出来；当它们彼此互绕运行时，一颗恒星可能朝向地球接近，而另一颗恒星则在远离地球，这会导致光铺中的多普勒移动。系统的轨道平面决定位移的大小：如果观测者垂直于轨道平面观察，就不会有径向速度的变化。这就像你观看旋转木马一样，从侧面看会看到这些动物有些朝向你，有些远离你；而如果从正上方看，它们只会在水准平面上移动。

## 行星、小行星、和彗星

行星、小行星、和彗星全都因反射母恒星的光，并发出出自己的光。对较低温的天体，包括太阳系的行星和小行星，发出的大多数是我们看不见的红外线，但是可以用光谱仪测量。对于被气体包围的天体，如彗星和有大气层的行星，会进一步发生特定波长的吸收和发射，将气体的光谱叠加在固体本身发出的光谱上。对于大气层厚重或完全被云层覆盖的世界（像是气态巨行星、金星、和土星的卫星泰坦），光谱主要或完全是由大气层本身造成。

### 行星

由于有岩石层和岩石中包含矿物，或由于大气中的元素和分子，行星的反射光中存在着吸收带。迄今为止，已经发现3,500多颗系外行星。其中包括所谓的热木星，以及类地行星。利用光谱已经发现碱金属、水蒸气、一氧化碳、二氧化碳和甲烷等化合物。

### 小行星

根据光谱，小行星可以分成3种主要类型。最初的类别是由克拉克·查普曼（Clark R. Chapman）、大卫·莫里森（David Morrison）、和本·泽尔纳（Ben Zellner）在1975年建立，大卫·J·托伦在1984年进一步扩充，现在被称为托连分类法。C型是含碳的小型星，S型是以硅酸盐为主的小行星，X型是金属类。C型和S型是最常见的小行星，对于不寻常的小行星，还有其它的分类。在2002年，托连分类法再进一步的进化，成为 SMASS分类法，将分类从14项扩大到26项，以对小行星进行更精确的光谱分析。

### 彗星

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彗星的光谱是由彗核周为飞扬的尘土构成的彗发反射的太阳光谱，以及由阳光和/或化学反应引起萤光的气态原子和分子的发射线。例如，艾桑彗星（C/2012 S1）的化学成分，由光谱确认了氰化物（CN）突出的发射线，以及双碳三碳原子（C2和C3）突出的发射线。因为太阳风的离子飞到彗发中被中和，在太阳附近的彗星可以用X光线观察。只是彗星的X设线光谱反映的是太阳风的状态，而不是彗星的状态。

## 外部链接

- Libraries of stellar spectra - D. Montes, UCM
- Spectroscopy by Amateur Astronomers