恒星光谱是如何划分的？

2025-03-25 12:16:53

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回答1：

实验中白屏上看到的光带称为光谱。光谱的实质就是光的频率强度分布。一百多年后，德国光学专家夫琅和费将制作了精度更高的分光镜，发现了太阳光谱中更精细的结构。他发现在太阳连续的背景光谱上，还有几百条暗线。夫琅和费用拉丁字母给最明显的暗线编了号，但遗憾的是他并没有弄清楚这些暗线的本质。德国物理学家基尔霍夫与化学家本生合作研究了这些暗线的秘密。他们利用“先进武器”本生灯和分光镜，研究了不同物质在高温下火焰的光谱。并发现：不同物质高温蒸汽的光谱都成分立线状，并且只与其所含元素有关(如食盐(氯化钠)与硫酸钠有相同的黄色亮双线)。很多元素火焰中的亮线光谱与太阳光谱中的暗线有对应关系，如钠的双黄线与太阳光谱中的D双线对应。经过进一步研究，他们还发现，当低温蒸汽位于高温连续谱发射源与分光镜之间时，观察到的光谱与太阳光谱十分类似。并且暗线的位置与对应的高温蒸汽亮线的位置也是一致的。基尔霍夫据此总结出两条定律：每一种元素有其对应的几个光谱频率;当稀薄气体的温度低于背景辐射体的温度时，光谱中产生在该频率上的吸收谱线，反之光谱中产生在该频率上的发射谱。这两条定律称为基尔霍夫定律，是光谱分析的基础。从此，人们便依照光谱可以知道恒星的化学组成了。 20世纪上叶，量子理论的出现为基尔霍夫定律的物理意义提供了合理的解释。在此以较为粗糙、容易理解的玻尔原子模型解释，有兴趣的读者可以阅读专业书籍了解由电子波函数描绘的电子云模型。丹麦物理学家玻尔从稀薄气体光谱是分立的线状谱出发，认为电子是处在原子核周围不同确定能量的轨道(能级)上的。当电子在不同能级之间跃迁时，就会吸收或发射一个与两能级间距等能量的光子，反之亦然。当稀薄气体温度比背景辐射源高时，前者中位于高能级的电子就比后者中的多，对于两个确定的能级，在这团气体中向较低能级跃迁的电子比向较高能级跃迁的多，所以就产生了对背景辐射的吸收。当然，固定能级是有上限的。当电子吸收的光量子能量超过上限时，电子脱离原子核束缚，称为电离，电离过程发射的辐射频率是不确定的。气体云的温度、密度和成分不同，都会导致它辐射的连续谱和分立谱强度比例的不同，通过分析这个比例，也可以反推出气体云的信息。由于温度很高，各种碰撞和跃迁产生了大量不同的频率，太阳光球的辐射是连续谱，其辐射功率关于频率的函数曲线满足普朗克黑体辐射公式。紧靠光球表面的那层大气产生了光谱中主要的暗线。大部分恒星的状况与太阳类似。弄清了恒星光谱的组成部分——连续背景和暗线的成因后，我们就知道恒星光谱能告诉我们那些信息了。它几乎能告诉我们恒星表面的一切信息：温度、成分、密度，或是有尘埃带、喷发之类的异常。除了暗线，有些极高温的活跃恒星还有亮线叠加在连续谱上，但对于大多数恒星而言，暗线仍是主要的研究对象。根据暗线的分布特征，可以把恒星光谱分成很多光谱型。光谱型主要决定于恒星的表面温度。这是由于不同种原子(中性和电离也算不同种)的能级间距对应的温度范围是不同的。在普通原子中，能级间距最宽(即对应谱线频率最大)的是电离氦，即一个电子成为自由电子的氦原子。中性氦次之，然后是一些电离金属原子，如钙(太阳光谱中有很强的电离钙的H线和K线)，间距最窄的是一些中性金属原子，如中性铁。所以温度越高的星，其主要谱线的能级间距就越宽。根据不同谱线对应不同温度的原理，人们把恒星光谱分为以下几类：分类记号主要谱线特征表面温度范围(K) O 电离氦比中性氦强 >30000 B 电离氦比中性氦弱 11000~30000 A 氢强度最大，电离钙出现 7200~11000 F 电离钙强，氢减弱，中性金属出现 6000~7200 G 电离钙强，中性金属强 5200~6000 K 中性金属强，电离钙减弱 3500~5200 M 中性金属强，出现分子吸收谱带

回答2：

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