Astronomy 版 (精华区)

　　1814，德国的光学家夫琅和费比牛顿更进了一步。他让光束
通一个狭缝，然后再用棱镜折射。这样得到的光谱实际上就是由
各种波长组成的光的一系列狭缝的像。狭缝的像非常多，它们汇
集在一起就成了光谱。夫琅和费的棱镜非常好，产生的狭缝像清
晰得能够看出有些狭缝像没有出现。如果在太阳光中缺少某些特
定的波长，则在那一波长便没有狭缝像形成，因而在太阳的光谱
中就会出现一条暗线。
　　夫琅和费将他发现的暗线位置全部标出来，共有700多条。
从此这些暗线被称做夫琅和费谱线。1842年，法国物理学家A.E.
贝克勒耳首次拍摄到太阳的光谱线。这种照相术极大地促进了对
光谱的研究，而且随着现代精密仪器的使用，在太阳的光谱中已
经发现了3万多条暗线，并测定了它们的波长。
　　19世纪50年代，一些科学家曾经设想，这些线代表了太阳上
的各种元素。暗线表示在有关波长时光线被某种元素所吸收；明
线则表示元素的特征辐射。大约在1859年，德国的化学家本生与
克希霍夫研究出了用这种方式来识别各种元素的一套方法。他们
把各种物质加热，使之发出白炽光，再将它们发出的光展宽成光
谱，根据背景上的标度测定出谱线的位置（在这种情况下，是在
黑暗背景上出现的明亮的发射线），然后把每一条谱线都同某种
元素匹配起来。他们的分光镜很快就被用来发现新的元素，方法
是辨认与已知元素不一致的新谱线，在不到两年的时间里，本生
与克希霍夫便利用这种方法发现了铯和铷。
　　此外，分光镜还被用来研究太阳光和星光，很快在化学及其
他方面就获得大量的新资料。1862年，瑞典天文学家埃斯特朗在
太阳的光谱中发现了氢元素的谱线特征，从而证实太阳含有氢。
　　虽然在恒星上也能探测到氢，但是，总的说来，由于恒星的
化学成分不同（其他性质也是如此），它们的光谱也各不相同。
事实上，恒星可以按照它们的谱线图的一般性质来分类。1867年，
意大利天文学家塞奇，在4000颗恒星光谱的基础上，第一次将恒
星分类。到19世纪90年代，美国的天文学家E.C.皮克林对几万张
恒星光谱进行了研究，在A.J.坎农和A.C.莫里的大力支持下，使
光谱分类更加细致。
　　最初，光谱分类是用大写字母按照英文字母的顺序排列的，
但是后来知道的恒星越来越多，因而有必要改变这种次序，对光
谱型进行逻辑排列。如果字母以恒星温度递减的次序来排列，则
为O，B，A，F，G，K，M，R，N和S十类；而每一类又可以再细分
为1～10十个次型，例如，太阳是一个中等温度的恒星， 光谱型
为G-0，半人马座α星是G-2型， 温度比较高的南河三是F-5型，
而温度相当高的天狼星则是A-0型。
　　正如分光镜在地球上能够找到新元素一样，分光镜在天空中
也能找到新元素。1868年，法国天文学家让桑在印度观测日全食
时，发现了一条和过去任何已知元素的光谱都不符合的光谱线。
后来英国天文学家洛基尔证实，那条光谱代表的是一种新元素，
并将这种新元素命名为氦（源自希腊文“太阳”）。大约30年以
后，人们才在地球上发现了氦元素。



图：氦的光谱线

　　正如我们在本章前面看到的那样，分光镜后来成为测量恒星
视向速度的工具，并用来探测恒星的磁场特性、恒星的温度、恒
星是单个星还是双星等等。
　　此外，谱线是有关原子结构知识的一部名副其实的百科全书，
不过，直到19世纪90年代首次发现原子中的亚原子粒子后，谱线
才得到充分地利用。例如，1885年，德国物理学家巴耳未证明，
氢原子所产生的整组谱线按照一个相当简单的公式有规则地间隔
着。30年以后，用这个理论推导出了氢原子的一个重要结构图。
　　洛基尔本人证明，一种给定的元素所产生的谱线在高温下会
发生变化。这表明原子内部有某种改变。同样，直到后来发现原
子中含有更小的粒子后，洛基尔的理论才受到重视。在高温下有
些粒子被驱逐出来，因而使原子的结构和原子产生的谱线的性质
发生改变（这种改变了的谱线有时会被误认为是新元素的象征）。
但是，很遗憾，氦至今仍然是天上发现的惟一新元素。