天体分光术的运用和太阳物理学

肉眼配合望远镜观测天体混合光，只能对天体形状、结构等物理性质作有限探索，无法了解有关天体的温度、光度、压力、密度、磁场等以及化学组成。天体分光术的使用使得了解天体的这些信息成为可能。天体分光术的产生是与对太阳的研究密切相关的，毕竟太阳是离开地球最近的一颗恒星。

图9.1　夫琅和费肖像

1666年24岁的牛顿进行了三棱镜分光实验。1802年英国物理学家沃拉斯顿（William Wollaston，1766－1828）在棱镜前加了一个狭缝来观测太阳，结果不仅得到了连续变化的彩带，在其中还发现了很多条暗线。

1814年德国光学家夫琅和费（Joseph von Fraunhofer，1787－1826）用带狭缝的准直管三棱镜和望远镜构成了第一台分光镜，一共数出太阳光谱里的574条暗线（夫琅和费暗线）。夫琅和费把其中主要的暗线用A、B、C、D等大写字母表示，一直沿用至今。

夫琅和费把他的分光镜对准月亮、金星和火星，在这些天体的光谱里也发现了太阳光谱里的那些黑线，而且也在相同位置上。他又将一架比较大型的望远镜对准明亮的恒星，发现有些恒星具有跟太阳光谱相似的谱线，有些则不同。他特别注意到太阳和许多恒星往往在橙黄色区域内都有一条很强的双重谱线，他把它标示为D线。当他用分光镜观测某些火焰的光谱时，发现在对应太阳光谱的D线位置上，有一条双重明线。对此现象，夫琅和费无法解释。

图9.2　太阳光谱和夫琅和费暗线

1858到1859年间，德国化学家本生（Robert Wilhelm Bunsen，1811－1899）把钠、钾、锂、锶、钡等不同物质放在他发明的煤气灯（本生灯）上燃烧时会发出不同的颜色，他想到根据火焰颜色来判别物质的化学成分，但在混合物里物质含量少，燃烧时它的火焰颜色就很难被观测到。

图9.3　本生（上左）和基尔霍夫（上右）

本生的朋友基尔霍夫（Gustav Robert Kirchoff，1824－1887）建议把火焰的光分成光谱再进行观察。他们使火焰的光通过分光镜，发现钠、钾、锂、锶、钡等物质燃烧时产生不同的明线光谱。这样他们找到了一种根据光谱来判断化学元素的方法——光谱分析术。之后，化学家本生忙于去发现更多的新元素。基尔霍夫则为40多年前夫琅和费发现的太阳光谱暗线所困扰。

钠具有两条黄色的明线光谱，但是在对应的太阳光谱位置上是两条暗线。基尔霍夫让太阳光穿过本生灯的火焰，并在本生灯上燃烧钠，原本指望钠的两条黄色明线可以弥补太阳光谱中对应的D双线，但结果D线更黑了！

基尔霍夫又在实验室里用氢氧焰点燃石灰棒来模拟产生连续光谱（不含明线），然后在燃烧的石灰棒与分光镜之间燃烧钠盐，这时分光镜中没有出现钠蒸气的明线光谱，而是出现了两条黑线，和太阳光谱中的D线位置完全一致。

至此，基尔霍夫终于明白：太阳内部温度很高，发出连续光谱，太阳外围温度较低，这其中有什么元素，就会把连续光谱中相应的谱线吸收掉，产生吸收线。1859年，基尔霍夫提出两条著名定律：①每一种化学元素都有它自己的光谱；②每一种元素都可以吸收它自己能够发射的谱线。这就是基尔霍夫定律。后来基尔霍夫又补充了两点：炽热的固体或液体发射连续光谱；气体则发射不连续的明线光谱。运用这些发现，基尔霍夫和本生很快就证明了太阳上有氢、钠、铁、钙、镍等元素。

对太阳光谱的最初研究使人们发现，太阳也是由地球上存在的元素组成。1868年8月18日印度发生日全食，法国天文学家詹森（Jules Janssen，1824－1907）研究日珥光谱时发现一条橙黄色的明线，第二天他又把分光镜指向太阳边缘同一位置上，橙黄色明线依然可见。詹森写信向法国科学院报告他的发现。在该年10月底的同一天，法国科学院同时还收到了英国天文学家洛克耶（Joseph Norman Lockyer，1836－1920）报告的同样发现。

这橙黄线不在D线位置上。洛克耶进一步证实这条橙黄线并不对应于已知的任何元素。他认为这是太阳特有的一种元素产生的，他把它叫做“氦”（Helium），是来自太阳的意思。26年后英国化学家雷姆塞（William Ramsay，1852－1916）终于在地球上找到了这种元素。

在1868年的日食观测中，詹森对日珥光谱中的灿烂亮线留下的印象如此深刻，他想到使用一个高分散力的分光镜（这个分光镜能够发散太阳表层即“光球层”的连续光谱，但不发散单色的亮线）有可能在不发生日食的时候也能看到日珥光谱中的亮线。洛克耶也独立地产生了同样的想法。这导致了太阳物理天文台的诞生。

1869年美国天文学家哈克内斯（William Harkness，1837－1903）在太阳大气的最外层日冕的光谱中发现一条绿色谱线。第二年另一位美国天文学家杨（Charles Augustus Young，1834－1908）测定了它的位置，发现这条谱线也不与地球上任何已知的元素相对应。人们设想这是一种只存在于日冕的元素（coronium）所发出。问题的答案直到72年后的1941年由瑞典分光学家埃德伦（Bengt Edlén，1906－1993）给出。这有赖于量子力学和恒星大气理论的发展。其实那不是一种日冕特有元素的产物，而是铁、镍、钙等元素9到14次电离的离子产生的禁线，这些谱线揭示了日冕中有高达百万度量级的电子温度。

1870年杨还有一个重要发现。他在这年12月22日日全食的食既到生光的一瞬间，观测到太阳反变层的发射线光谱（即色球发射线光谱）——闪光谱，只延续一两秒钟，然后就被通常的夫琅和费光谱所代替，这一观测是基尔霍夫定律的直接证明。

图9.4　太阳闪光谱