恒星光谱分类

早在1666年，牛顿就用三棱镜分解了太阳光。阳光通过棱镜后展开成一条宛如彩虹的色带，从它的一端到另一端依次排列着红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫各种颜色，这些颜色之间是均匀缓慢而连续地过渡的。这种彩带就叫作光谱。

19世纪初，英国物理学家和化学家沃拉斯顿（William Hyde Wollaston，1766—1828）让太阳光先穿过一条狭缝再通过棱镜，从而首先观测到了太阳光谱中有一些暗线。在进一步了解这些暗线的重要性之前，我们值得花点时间来认识一下沃拉斯顿其人。

沃拉斯顿年轻时在剑桥大学学习语言，后来转而学医。1793年获得医学学位后曾行医7年，再后来又因视力衰退而放弃诊治病人，改为致力于科学研究。沃拉斯顿热衷于研究铂，并卓有成就。1804年，他从铂矿中析出一种其化学性质与铂类似的新金属，并将其命名为钯（Palladium），以纪念奥伯斯刚刚发现的第2号小行星智神星（Pallas）。当时，人们习惯于以一颗新行星的名字为一种新的金属取名，例如1789年发现的金属铀（Uranium）以威廉·赫歇尔在8年前发现的天王星（Uranus）命名；1803年发现的金属铈（Cerium）以皮亚齐于两年前发现的第1号小行星谷神星（Ceres）命名。后来，人们还用海王星（Neptune）的大名命名了金属镎（Neptunium），以冥王星（Pluto）命名了金属钚（Plutonium），等等。

1793年，沃拉斯顿当选英国皇家学会会员。1820年，连任皇家学会主席长达42年之久的班克斯（Joseph Banks，1743—1820）去世，大家都认为继任者应该是沃拉斯顿。但是，沃拉斯顿谦逊地让位给了比他年轻的著名化学家戴维（Humphry Davy，1778—1829）。

沃拉斯顿第一个观测到了太阳光谱中的暗线，可惜，他误以为它们只是光谱中各种颜色之间的天然分界线而已——这是科学史上坐失发现良机的一个典型实例。

首先系统而细致地研究太阳光谱中那些暗线的是夫琅禾费。他将棱镜和小型望远镜连接起来，观测从远处的狭缝射进来的太阳光。这一装置便是有史以来的第一架分光镜（图36）。夫琅禾费于1814年发现，在太阳光谱里有“不可计数、强弱不一的垂直光谱线，它们比背景的颜色暗黑一些，有些谱线差不多是完全黑暗的”。在他发表的太阳光谱图中，暗线已经多达500余条，后人便将它们称为“夫琅禾费线”。这些光谱线的强弱宽窄虽然各不相同，它们在光谱中的相对位置却固定不变。夫琅禾费给许多重要的光谱线一一取名，它们分别用大写字母A、B、C……或小写字母a、b、c……来表示，这些记号一直沿用至今。

图36　夫琅禾费（直立者）和他的朋友正在进行分光镜实验

在19世纪，自然科学各大领域中都取得了一系列重大的成就，其中之一便是认识了光的电磁本质：光是一种电磁波，不同颜色的光具有不同的波长和频率。肉眼能感知的光称为“可见光”，它的波长范围大致为4000～7000埃。“埃”是国际物理学界沿用已久的一种长度单位，通常用符号Å来表示。1Å的长度只有1厘米的一亿分之一，即等于0.1纳米。由此可见，天文学家不仅要同像“光年”和“秒差距”那样巨大的尺度打交道，而且还得同像“纳米”和“埃”那么细小的东西交朋友。红光的波长在6500Å（650纳米）左右，紫光的波长则短到4000Å（400纳米）上下。在可见光两端之外，分别是红外线和紫外线。红外线的波长比红光更长，紫外线的波长比紫光更短。太阳光谱中的夫琅禾费线既然各有固定的位置，那就说明它们各有自己特定的波长。例如，橙黄色的D₁和D₂线的波长分别为5896Å（589.6纳米）和5890Å（589.0纳米），红色的C线波长为6563Å（656.3纳米），紫色的H线和K线的波长则分别为3968Å（396.8纳米）和3934Å（393.4纳米）。

我们也可以用分光镜和光谱仪获得大量恒星的光谱。有些恒星的光谱与太阳光谱十分相似。但是，一般说来，不同恒星的光谱相互之间往往有着不小的差异。正如生物学家对五花八门的动物或植物进行卓有成效的分类一样，天文学家也对恒星光谱做了类似的分类工作。有人认为，分类法“可能是发现世界秩序的最简单的方法”，这话多少有点道理。

最先观测恒星光谱的也是夫琅禾费，他曾将它们与太阳光谱进行比较。但是，恒星光谱分类工作的真正先驱者却是意大利天文学家赛奇（Pietro Angelo Secchi，1818—1878）。他是率先将照相术用于天文学的几位先驱者之一，一生对天文学有许多重要贡献。赛奇研究了大量恒星的光谱，在人类历史上第一次明确了不同的恒星除了位置、亮度、颜色各有差异外，还存在着其他差别：恒星光谱的不同往往反映出它们的化学组成有所不同。1868年，赛奇公布了一份包含4000颗恒星的星表，表中将这些恒星按光谱的差异区分成四类。第一类是白星，它们的光谱中只有极少几条谱线，天狼星和织女星可以作为这类恒星的代表；第二类是黄星，其光谱与太阳光谱很相似；第三类是橙红星，光谱中出现明暗相间的宽阔谱带，这类谱带向着红端逐渐减弱，猎户α星（参宿四）和天蝎α星（心宿二）便是它们的代表；第四类是深红色的星，它们的光谱特征与第三类恒星恰好相反，在红端呈现出宽阔的光谱带，朝着紫端谱带逐渐减弱。赛奇开创的恒星光谱分类最终导致了恒星演化的思想，正如生物学中的物种分类曾经导致了物种进化的思想一般。

在赛奇之后，恒星光谱分类不断向前发展。到19世纪末，它已经变得非常精细。美国哈佛天文台台长皮克林（Edward Charles Pickering，1846—1919）的团队受到德雷珀纪念基金的资助——读者当记得本书“序曲”的“星座与亮星”一节已经介绍过天文学家亨利·德雷珀和德雷珀纪念基金，对恒星光谱开展了大规模的研究。皮克林的团队于1890年使用从A到Q的一系列字母（除去J）来表示不同的光谱类型（共有16类）。以后的研究发现，其中有些是双星的合成光谱，有些是拍摄得不好的光谱，于是便将某些类型取消了。

皮克林的团队最后获得24万余颗恒星的光谱，对它们分类的结果全部列入了亨利·德雷珀星表，即HD星表。如此浩瀚而精细的分类工作，大部分是由皮克林的助手坎农女士（Annie Jump Cannon，1863—1941）奋力完成的——这位两耳几乎完全失聪的女性乃是美国第一位享有世界声誉的女天文学家。

坎农按照恒星的表面温度（可惜，限于篇幅，本书不能详细介绍如何测定恒星的温度了）由高而低的次序，重新调整了主要光谱类型的顺序（图37）。从温度最高的O型星开始，构成了如下的序列：

O　B　A　F　G　K　M

为了便于记忆，有人利用这些字母编造了一个英语句子“Oh！Be A Fair Girl, Kiss Me”，译成中文就是“啊，好一个仙女，吻我吧”。这句话中，每个单词的第一个字母恰好构成上述光谱型的顺序。每个光谱型还可以更加细致地划分成10个次型，例如从B型过渡到A型，便又有B0、B1、B2……B9这10个次型，它们的光谱特征是依次连续变化的。

图37　恒星光谱示意图。上面一条是A型星的光谱，中间是G型星的光谱，下面是M型星的光谱

这便是非常有名的“哈佛分类法”，它赢得了全世界天文学家的信赖，如今人们仍在广泛地应用它。