Astronomy 版 (精华区)

①1814年，德国夫琅和费制成第一架分光镜，用来观测太阳，发现了太阳的光谱线
。他所定的A、B、C、D等主要谱线的名称一直沿用至今。1859年，德国基尔霍夫和
本生合作研究光谱，发表分光学上的基本定律──基尔霍夫定律。从此，天体物理
学便迅速发展起来，而不久以前发明和发展起来的光度学、照相术也为天体物理学
的发展提供了重要手段

②基尔霍夫在1859年指出，太阳光谱里的黑线是因光球发出的连续光谱被太阳大
气所吸收而造成的。他把这些谱线和实验室里各种元素的光谱加以比较，证认出太
阳上有许多地球上常见的元素，如钠、铁、钙、镍等。这说明太阳大气的温度很高
，而光球的温度还要高得多。1869年瑞典埃斯特罗姆刊布太阳光谱里1,000条谱线
的波长,因此便以他的姓命名他所定的波长单位(1埃=10□厘米；埃，是埃斯特罗姆
的缩写)。这类波长表不断得到发展。1886～1895年间，美国罗兰刊布新的表，载
明从紫外区到红光区的14,000条谱线的波长和大致强度。当时人们已证认出39种元
素。此表到二十世纪仍在不断扩充。

③1869年，英国洛基尔观测到日珥光谱中一条橙黄色明线，认为是未知元素“氦
”所形成的。26年后，英国化学家雷姆塞从地球上的矿物中把它分离出来。1869年
，美国哈克内斯发现日冕所发出的主要是一条棕色谱线。次年经美国C.A.扬测定，
认为是未知元素“□”所产生。直到1941年才由瑞典分光学家埃德伦作出解释：它
是铁原子在高温（达 100万度）下电离失掉14个外层电子后发出的禁线。

④除太阳光谱外，人们也开始注意恒星光谱。1863年,意大利塞奇用低色散摄谱仪观
测恒星,进行光谱分类。1868年，他刊布包含4,000颗星的星表,将恒星光谱分成四
类，并猜想他所分成的蓝白色星、黄色星、橙红色和深红色星这四类，一定与温度
有相当关系。1885年，美国E.C.皮克林首先使用物端棱镜和照相方法拍得昴星团的
光谱照片，由此便开始了恒星光谱分类的新时期。1890年，美国哈佛大学天文台发
表了第一份《亨利·德雷伯星表》（HD星表）。这个星表是根据莫里的新方法分类
的,将恒星按温度递降次序分为O、B、A、F、G、K、M、R、N、S各类。HD星表在二
十世纪继续扩充,成为包括全部 8等以上的恒星和很多暗达11等的恒星的著名星表。

⑤1865年，英国哈根斯将谱线证认工作扩充到恒星光谱，证认出参宿四、毕宿五等亮
星里有钠、铁、钙等元素的谱线。他对恒星光谱线位置进行了细致的测量，因而在
1868年发现因多普勒效应而产生的微小的谱线位移，由此他测出恒星正在接近或离
开我们的视向速度。

⑥十九世纪下半叶发明偏振光度计和光劈光度计，从此人们得以对恒星的光亮度进行
科学的测量。1861年，德国泽尔纳刊布了第一个光度星表。恒星光度的系统测量使
变星的研究得到迅速的发展。1872年，有人把大陵五的光度变化解释为一颗暗星绕
一颗亮星运行时彼此掩食的结果（见食双星）。1880年，E.C.皮克林算出了这对双
星的轨道和大小。1888年，德国沃格耳根据对大陵五视向速度的研究也证实了E.
C.皮克林的结果。对大陵五这类食变星的研究，使人们得到许多关于恒星的物理结
构的知识。1889年，美国的莫里发现了分光双星。