天体光谱学

天体光谱学是天文学使用的光谱学技术。研究天体的电磁辐射光谱，包括可见光，是来自恒星和其它天体的辐射。光谱学可以用来推导出远距离恒星和星系的许多性质，像是它们的化学组成，但也可以从多普勒频移测量它们的运动。天体光谱学的开始是肇因于艾萨克·牛顿使用散色的三棱镜观测太阳光。他看见彩虹的颜色，和甚至可能看见了许多的吸收线。约瑟夫·夫朗和斐首度详细的描述了太阳光谱中的暗线。大多数的恒星光谱都共有太阳光谱中的两个主要功能：辐射出可见光的光谱（连续光谱）中所有的波长和许多分散的吸收线，造成辐射中的许多缝隙。夫朗和斐原始（1817年）太阳光谱中吸收线的名称：夫朗和斐和安吉洛·西奇是太阳和其它恒星光谱技术的先驱。西奇特别注意到恒星的光谱类型：依据恒星光谱中吸收线的数量和强度分类。后来发现原来的光谱类型的起源和恒星表面的温度相关：特定的吸收线只能在一定的温度范围内观察到，因为只有这个温度范围能与涉及与填充原子的能阶。恒星光谱中的吸收线可以用于确定恒星的化学成分。每个元素在光谱中对应于一组不同波长的光谱，可以在实验中非常准确的测定这些吸收谱线。然后，对应于特定波长的吸收谱线，显示必定就是存在着该种元素。个别重要的是氢的吸收谱线（它几乎在所有恒星的大气层中都能发现）；在可见光中的谱线被称为巴耳麦线。在1868年，约瑟夫·诺曼·洛克耶在太阳光谱中观察到一条在实验室中从未见过的强黄色谱线。他推断它们必然是一种未知的元素，它依据希腊神话中的太阳神（Helios）称之为氦（Helium），而25年之后才在地球上发现氦。同样在1860年代，在日食的日冕光谱中也发现了一些没有已知元素可以对应的谱线（特别是一条绿线），又有人提出这是未知元素的谱线，并暂时命名为冕素（coronium）。而直到1930年代才发现这是因为日冕的高温使铁和镍被高度电离产生的谱线。原子物理和恒星演化模型的结合，使恒星光谱可以用来确定恒星的许多属性：它们的距离、年龄、光度、和质量损失率，都可以从光谱的研究估计，而对多普勒频移的研究还可以找出隐藏的伴星，例如黑洞和系外行星。在望远镜天文学的早期，星云（nebula）这个字是用于描述任何看起来不像一颗星的模糊的光斑。其中有许多，像是仙女座大星云的光谱，从许多方面看起来像是很多恒星的光谱，于是它转变成为星系。其它的，像是猫眼星云，有着非常不同的光谱。当威廉·哈金斯看见猫眼的光谱时，发现它不像太阳的光谱是连续光谱，而只有几条明显的发射线，而这些线并不对应于任何地球上已知的元素。就像在太阳钟发现氦一样，天文学家建议这些谱线来自一种新元素，（nebulium，有时也会拼成nebulum或nephelium）。这个假设元素的谱线直到1927年才在艾拉·斯普拉格·鲍恩对极低密度下的双电离氧研究中被发现。亨利·诺利斯·罗素曾形容："星云是稀薄空气中的风"，但星云实际上是极度稀薄，它的密度远低于人类在地球上所能创造的最高度真空。在这样的条件下，原子的行为和被压抑的谱线与在正常密度下非常的不同。这些谱线是所谓的禁线，并且是星云光谱中最强的谱线。星系的光谱看起来有点类似恒星光谱，它们是包含成千上万颗恒星光谱结合成的。星系光谱学引导出许多基本的发现：爱德温·哈伯在1920年代发现，除了最近的星系（这些是现在所知道的本星系群），所有的星系都远离地球而去，越遥远的星系，退行的速度越快（参见哈伯定律）。这是宇宙起源于一个点的大爆炸学说的第一个迹象。弗里茨·兹威基对星系团多普勒频移的研究，发现大多数星系的移动速度似乎都比星系团的质量所可能提供的速度快。兹威基假设在星系团中还有大量不发光的物质，现在这些被称为暗物质。在1950年代，发现一些强力的无线电源似乎和很暗且很蓝的天体相关联，这些天体被命名为类星体（quasars或Quasi-stellar radio sources）。当首度得到这种天体的光谱，它是一个谜，因为所有的吸收谱线都与已知的元素不符。很快的，就意识到这是普通的星系光谱，但被认为有着高度红移。依据哈伯定律，这意味着天体的距离非常遥远，并非常明亮。现在认为类星体是形成中的星系，它们极端的能量输出来自于超大质量黑洞。行星和小行星的光辉只是反射母恒星的光，但是这些反射光还包含岩石天体的矿物，或是气体巨星存在于大气层中的元素和分子造成的吸收线。小行星可以依据它们的光谱分为三种主要的类型：C-型是碳物质构成的，S-型包含许多的硅酸盐，M-型是含有金属的。C-型和S-型小行星是最常见的。彗星的光谱包括包围着彗星的尘埃反射的阳光，以及气体的原子和分子被阳光激发和/或化学反应发出的萤光。当太阳风的离子吹拂过中性的彗发时，邻近地球的彗星还会发射出X射线，但反应的是太阳风的状态，而不是这颗彗星。已知有许多有机物存在于彗星中，并且也提出彗星的撞击为地球带来大量的水造成海洋，和形成生命所需的化学物质。甚至有人认为生命可能是彗星从星际空间带进来的（泛种论）。星云和行星大气（和地面实验中的气体）的吸收光谱中出现的只单纯的分子吸收和再发射的特定频率，如果不是全部，还有远离观测者方向的。恒星的吸收光谱是由不同的机制产生的。大多数的星光都来自足够接近表面使它们可以逃逸的区域，这一层被称为光球。这些频率在逃逸出来之前，已经被光球更深层处的分子、原子或离子强烈吸收和释放。我们所观察到被吸收的频率都来自表面浅浅的深度。这浅薄的区域温度较低，所以来自这儿的谱线是微弱的，因此这些光谱中暗带的频率构成外层的特征。要察看天体光谱并不难，简单的，家用的DVD摄谱仪就可以用来观察太阳光谱。但要注意无论是直接或经过反射观察太阳可以导致暂时或永久性的丧失视觉。必须使用正确的设备，并且儿童要在监督下使用。最近，业余的天体光谱学已经复苏。它可以使用数码相机或望远镜轻松的查看天体的光谱。廉价的光栅，像是Paton Hawksley Star Analyser或Rainbow Optics Star Spectroscope，都可以用来分析星光。像RSpec这种软件可以用于绘制曲线。在2011年，有一本介绍业余天体光谱学的好书出版。此外，天空和望远镜杂志也曾经制作了优秀的视频采访，说明了如何开始。