第三节 恒星光谱
从古代起直到19世纪中期，人们对于恒星的位置和运动的了解都是通过其总光量的观测取得的，而对于恒星的物理状态和化学组成等则是一无所知。直到1825年，有的学者甚至还说什么“恒星的化学组成是人类绝不能得到的知识”。然而，随着恒星光谱分析技术——分光术的问世，这种断言便很快不攻自破了。
牛顿早就做过用三棱镜分解日光为红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫七色谱带的实验，并认为这种光的分解是各色光通过棱镜玻璃时折射率不同造成的。然而，第一台可用来仔细研究太阳光谱的分光镜，直到1814年才由德国光学家夫琅和费（J．Fraunhofer）制成。这台分光镜其实就是棱镜与望远镜相组合的设备。夫琅和费用分光镜发现在太阳光的谱带（连续谱）中含有数百条暗线（谱线），其中10多条暗线更清晰。他注意到在谱带的橙黄色区域里所含的双重暗线（D线），其位置竟然与金属钠的化合物受热后所产生的两条明线的位置相同，但无法解释。
40多年后的1859年，德国科学家基尔霍夫（G．R．Kirchhoff）通过反复的对比实验才对夫琅和费线的成因做出了明确解释。他首先在高温燃烧着的石灰棒与分光镜之间另外插入以较低温度燃烧着的钠盐，发现此时分光镜中出现的两条暗线，其位置与太阳光谱中的D线位置完全相同。因为已知高温燃烧的石灰棒产生连续光谱，所以在分光镜中看到的两条暗线必然是钠蒸气的贡献。于是基尔霍夫推断，太阳光谱中的D线，是太阳大气的高温内层（光球层）发出的连续光谱被低温外层中钠元素所部分吸收而形成的吸收线。由于该吸收线的位置与钠元素在高温时所产生的明线（发射线）位置完全相同，所以基尔霍夫进一步做出了著名论断：每种元素都只能吸收它可能发射的那些谱线。在此基础上，他进一步把实验室里各种元素的光谱线同太阳光谱中的夫琅和费强谱线作比较，很快证明了太阳上存在氢、钠、镁、硅、铁、钙等许多元素，从而迈出了通过光谱分析研究天体化学组成的开创性步骤。
在太阳光谱的分析研究工作取得重要成果的基础上，一些天文学家很快想到应当开展恒星光谱的分析研究。其中哈根斯（W·Huggins）最先用高色散的分光镜对少数亮星的光谱所进行的专门研究就取得了两项重要发现。一项是在1864年，他观测到行星状星云的明线（发射线）光谱，并明确指出这种星云不是聚集一团的恒星，而是一团发光气体。这一发现对于进一步揭示星云的本质及其与有关恒星的关系具有重要意义。另一项是在1868年，他开创了根据天体谱线位移测量其视向速度的方法，从而使人们在地球上可以直接测量天体（包括恒星）在视线方向上不能看见的运动。具体说来，假设天体相对观测者静止时的谱线波长为λ0，而天体相对观测者有视向速度Vr时的谱线波长为λ， 这里谱线位移Δλ=λ—λ0，则根据多普勒效应可知：
后来，随着光谱仪技术水平的提高，能够测出视向速度的恒星也日益增多，到1972年就多达2万多颗。其视向速度值Vr一般在每秒正负几十千米范围内。Vr取正值说明谱线的波长变长，即谱线向红端移动（红移），天体远离观测者而去（退行）；而Vr取负值则说明谱线的波长变短，即谱线向紫端移动（紫移），天体朝向观测者而来（向行）。这进一步证明恒星的确不是恒定不动的星体。
与根据多普勒效应可以由谱线位移测定天体视向速度相对照，根据塞曼效应则可以由谱线分裂测定天体的磁场。这项开创性成果是海耳（G．E．Hale）于1908年在太阳黑子研究上首先取得的。海耳用自己设计和主持建造的第一座太阳塔，测量黑子区域由氢谱线Hα分裂而成的两条子线。根据塞曼效应，他认为这种分裂是磁场引起的，并且两子线间的距离同磁场强度成正比，从而定出该黑子的最大磁场强度达0.29T。
我国具有国际先进水平的现代天文仪器之一——北京怀柔太阳磁场望远镜，是艾国祥院士设计和主持建造的。该设备从1987年6月中旬起，开始使用CCD图像接收处理系统，可以对日面局部像做两维实时数据采
精细结构的纵向磁场资料。每个日面局部像的大小为6′×4′，而其中每个像元的大小则可精细到0.″7×0.″5。这种具有高分辨率、高灵敏度的设备，对于太阳黑子磁场的观测研究是很有利的。
图4．2就是用该磁场望远镜在1987年9月23日日食期间所测得的太阳黑子纵向磁场等强度分布图。图中实线表示N极磁场，虚线表示S极磁场；而6条大圆弧及有关数字则分别表示月影边缘相继掩食和露放该黑子区域的位置和时间。由图可见黑子的S极磁场最大可达0.28T。[NextPage]
随着太阳和恒星光谱分析研究工作的推进，也相继提出怎样对恒星光谱进行分类的问题。其中影响较大的是著名的哈佛光谱分类工作。从1886年起，哈佛天文台用棱镜照相机开始大规模的光谱巡天观测，该台的坎农（A．C．Cannon）女士于1915年对所获得的近20万颗恒星的光谱特征进行了仔细的分类，提出了一种由O、B、A、F、G、K、M等光谱类型构成的分类系统，每个类型还可细分为10个次型，并以字母后面所跟数字0，1，2……，9表示，如B0，B1……，B9等。此项工作后来还有所改进。
在一级近似的情况下，恒星的光谱类似于温度为T的黑体所辐射的光谱。而随着温度T的逐渐增高，黑体辐射光谱的极大值也会逐渐向波长更短的方向移动并显现出相应的颜色。这就像一块铁烧到一定温度时会发出红光，而随着温度的进一步升高，它发出的光也会相继变黄、变白、变蓝。图4．3给出了太阳和有关黑体辐射光谱的能量分布曲线。其中曲线1（实线）是世界辐射中心（WRC）得出的大气外太阳分光辐照随波长的分布，曲线2（虚线）是温度为5 777K的黑体的相应分布。曲线1与曲线2比较接近，由此可知太阳的有效表面温度约为5800K。
哈佛光谱类型是首先按恒星的主要发光颜色来划分的，亦即是按恒星表面温度的高低来划分的。因此，当光谱型从O型变到M型时，恒星的主要发光颜色也就由紫色变到红色，相应的恒星表面温度也随之由40 000～50 000K下降到 3 000K。
恒星光谱明显地区别于绝对黑体光谱的一个重要特征是具有大量的吸收线。这些吸收线代表着恒星大气中各种不同的化学元素。如图4．4所示。太阳划为G2型恒星是由太阳的主要发光颜色（黄色）和众多吸收线分布情况共同决定的。其它恒星的光谱型也是同理确定的。
对恒星大气所作的定量化学分析表明，即使恒星光谱彼此相差悬殊，但它们的化学组成在一级近似下还是很相似的。氢占了很大比例，氦居第二位，其余元素的丰度相对很小。这就可以把恒星外层看作是一个巨大的、含有少量重元素杂质的氢-氦等离子体。通过恒星光谱分析取得的这一成果，对整个恒星结构和演化的研究具有重要意义。