星光的分析

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天文学中应用的分光仪是分析天体的光的仪器。它借助于一枚或若干枚棱镜，或另外加一光栅，把光分散为一道色带，即“光谱”（spectrum），其中的颜色和彩虹一样。从可见光谱的一端到另一端次序是紫、靛、蓝、绿、黄、橙、红，其间还有渐次的等级。

用两架小望远镜对着棱镜。第一架望远镜从平常放眼睛的一端接收光线，此处的目镜以一道狭缝替代。当分光仪连上望远镜时，这狭缝便在其目镜的焦点上。光通过了狭缝之后由第一架小望远镜（平行光管， collimator）的透镜造成平行，由此通过棱镜，这样成了光谱。用第二架小望远镜来看——但常常是摄影的。利用放在一部分狭缝上的反射望远镜，又可以随着天体的光谱摄得一已知物质（例如氢、铁等）的光谱。这种比较光谱只有用上述的狭缝分光仪才可能，但这却有一点不方便，就是一次只能显出一颗星的光谱。

另一种物端棱镜分光仪却有可以同时显出许多星的光谱的好处。这不过是一架望远镜在物镜前加上大棱镜而已。这样拍摄到的照片是望远镜所指的天区中星的光谱，一段短光谱表示一颗星。

天体的光谱分析实际上是由夫琅和费开始的。夫琅和费在1814年用自制分光仪考察日光，第一次见到许多细暗线经过光谱。他把光谱中从红色到紫色上面的显明的暗线用字母做符号，这系统至今还保留着。这样黄色区中两条紧紧相连的暗线便是D线。

1823年夫琅和费又第一个观察恒星的光谱。他也在其中发现了种种暗线花样，这些花样随着星的红色程度的增加而复杂。这便要等到物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）来用他的著名定律解释这些暗线的意义了。天文学家试述这定律的结论如下：

一种发光气体的光谱平常是黑暗背景上各种颜色的谱线的花样，花样也便因构成这气体的化学元素的不同而各有特色。正像一座无线电台用各种不同的波长播音都可以通过调谐检验出来，发光气体中每一化学元素也可以由它发射的特定的光的波长认出来。

一发光的固体、液体，甚至气体在某种特殊情形下发出连续光谱，也就是说它发出各色的光——白光。如果有较冷的气体夹在我们与这光源中间，它便会从白光中吸收去恰与它所发相等的波长。这样联合的光谱便会是在原先的各色连续带上的暗线花样，这暗线花样便告诉我们加入干涉的气体的化学成分。恒星的暗线光谱的意义便是有些选定的波长已被恒星大气从恒星光球所发的白光中筛去了。

以上内容摘自《通俗天文学》