5.宇宙的化学组成

定 义：恒星和其他天体发射和吸收的光谱可以用来证明它们的化学组成。

发现历史：1814年，约瑟夫·冯·夫琅和费（Joseph von Fraunhofer）证明了太阳光谱中的暗线。

关键突破：1859年，古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchoff）证明了天文光谱与实验室中化学物质发出的光之间的联系。

重要意义：光谱揭示了恒星的许多化学和物理性质。

 

光谱技术使天文学家能够分析恒星、行星、星系和星云的化学组成。此外，当原子与光相互作用时，会留下一些特征，这也可以帮助我们追踪其他物理过程。

在历史上，有一个有趣的、展现了科学上的短视的时刻——1835年，法国哲学家奥古斯特·孔德（Auguste Comte）高调宣称：“对于恒星这一研究对象……我们永远无法用任何方法研究它们的化学组成。”短短几年之后，他的这一说法就被证明是错误的。虽然孔德无从得知，但其实最终揭示恒星化学组成的重要发现在那时已经出现了。

太阳上的暗线

1814年，德国仪器制造商约瑟夫·冯·夫琅和费重复了多年前艾萨克·牛顿所做的一项实验——让一束太阳光透过棱镜投射到墙上的图像，并对其进行了研究。夫琅和费惊讶地发现，如果将透镜放置于狭缝前聚焦阳光，并且狭缝足够窄的话，那么产生的七彩光谱中会有许多暗线。

夫琅和费将最明显的几条暗线用字母进行了命名（其他的线则以发现者或产生它们的过程来命名）。他还开创了衍射光栅——这是一种刻有大量细线的光板，可以衍射光线，使光展开成光谱，所产生的光谱比棱镜光谱更宽、更清晰。他的“夫琅和费线”最终被证明不仅是了解太阳化学组成的关键，也是了解更广泛的宇宙化学组成的关键。

1832年，苏格兰物理学家大卫·布鲁斯特（David Brewster）确定了夫琅和费线的两个来源。通过观察日落时的太阳光谱，他注意到越接近日落，某些暗线就变得越明显，并且正确地将这些谱线归因于地球大气对某些颜色的光的吸收（因为日落时阳光必须穿过较厚的地球大气）。他也意识到，其余的暗线应该归因于太阳自身大气中的吸收现象，这与地球大气中对光的吸收现象是相似的。

解释谱线

对夫琅和费线的关键了解来自化学家的实验。1859年，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫重复了夫琅和费早期的一项实验，在该实验中，基尔霍夫让阳光通过食盐的有色火焰。他注意到有一条特定的谱线变得更强、更暗，这条强吸收线被称为“D线”，现在我们知道这条谱线与钠元素有关（译注：食盐的主要成分是氯化钠）。当用光谱仪分析火焰本身的光时，同样是这条“D线”，在暗背景下却表现为明亮的“发射线”。

夫琅和费吸收线与实验室产生的发射线之间是互相对应的，这一发现为太阳大气的化学分析铺平了道路。基尔霍夫和他的化学家同事罗伯特·本生（Robert Bunsen）继续研究各种元素的发射线。1868年，瑞典物理学家安德斯·埃格斯特朗（Anders Ångstrom）发表了根据太阳光谱照片对太阳大气进行的文章分析。同年，法国天文学家朱尔斯·詹森（Jules Janssen）和英国的诺曼·洛克耶（Norman Lockyer）观测了日全食期间的太阳光谱，并证明了一种未知元素的发射线，这种元素很快被命名为氦（译注：Helium，来自希腊语，意为“太阳”）。氦是宇宙中第二常见的元素。

与此同时，1861年，英国天文爱好者、天文摄影先驱者之一的威廉·哈金斯（William Huggins）开始使用长时间曝光来对更暗弱和更遥远的天体进行光谱研究，结果首次表明恒星具有与太阳相似的化学组成。1864年，哈金斯将他的光谱仪转向天龙座中的猫眼星云，结果发现，与通常带有暗线的“连续谱”相比，猫眼星云的光谱只有几条明亮的发射线。哈金斯推断出，猫眼星云（Cat’s Eye Nebula，NGC 6543）是一团发光的气体。天文学家很快就在天空中发现了更多的“发射星云”；然而，并非所有星云都是发射星云——有许多其他星云确实产生了一个连续谱，并布满了暗弱的吸收线。这种天体有不少旋涡结构，后来被证明是完全不同的一类天体。

“夫琅和费惊讶地发现，如果把透镜放置于狭缝前将阳光聚焦，并且狭缝足够窄的话，那么产生的七彩光谱中会有许多暗线。”

宇宙化学也可以通过天体发射特性的巨大差异来研究。这幅斯皮策空间望远镜（spitzer space telescope）拍摄的螺旋星云，用假彩色图像显示了三种不同的红外波长，红色表示最冷的物质（被认为是中心恒星附近的尘埃），绿色表示比较冷的气体，而蓝色表示较热的气体。

恒星的秘密

光谱学不仅是一种发现不同天体的化学组成的有用工具，也能帮天文学家找到天体的其他特性。光谱的谱线会受到诸多因素的影响，比如强磁场（塞曼效应）和产生谱线的物质温度，等等。其中最明显的一种影响，可能是运动造成的多普勒频移，而谱线是分析星光的多普勒频移的关键。多普勒效应是指当天体朝向地球或者远离地球运动时，来自天体的光的波长变化，如果不能定位偏离其预期位置的谱线，那么就无法测量多普勒效应。

1868年，哈金斯成功地利用多普勒效应测量了天狼星（Sirius）的运动。从那以后，这种技术使得我们可以通过测量宇宙中的恒星和其他天体的运动路径，找到像分光双星这样的天体，测量银河系和其他星系的旋转，并最终发现了宇宙本身在膨胀的事实。

 

银河的光带在黑暗的夜空下非常醒目，今天我们知道它是由银河系平面中密集如云的恒星组成的。实际上，大约一个世纪之前，天文学家们才证实了我们的银河系只是宇宙中的亿万星系之一。