漂亮女孩，亲亲我！｜赛先生天文

太阳光谱包含有不同颜色的连续谱，在连续谱上叠加着不同波长的吸收线，这些吸收线反映了太阳大气中的物质组成 。分析太阳光谱，可以推断出其大气中至少包含五十七种不同的元素，其它恒星的化学组成也能够从它们的光谱中推断出来（从上到下光谱波长依次变短，同一行光谱波长从右至左依次变短，图片来源：Association of Universities for Research in Astronomy Inc.）。

科学先驱布鲁诺在他的著作《论无限、宇宙和诸世界》中说，无限宇宙中的所有星球，都是由和地球、太阳同样的物质构成的。然而，遥远的恒星无法企及，即使在技术高度发展的今天，对太阳的大气成分进行实测依然不可能达到，宇宙中的恒星都是和太阳一样的天体吗？该怎样知道恒星的物质成分呢？答案就藏在星光中。

1609年，伽利略首次用望远镜对夜空进行了观测，人类的视界极大地拓宽了，人们发现肉眼看起来相似的恒星，实际上是色彩斑斓的。牛顿进一步通过三棱镜将阳光成功分解成包涵不同颜色的光谱，证明了即使看起来单调的白色阳光，也是包含着不同颜色成分的（图1）。然而，当时人们还没有意识到，其实通过观察阳光的组成，就能够进一步探索其大气中的物质成分。

图1. 英国物理学家、数学家、天文学家艾萨克·牛顿爵士。1666年，牛顿利用三棱镜成功地将阳光分解成了不同的颜色。（图片来自^[1]）  

人们发现恒星光谱能反映出其物质组成的信息，是在定量实验光谱学建立起来之后。19世纪初，光栅开始投入到光谱研究中，光谱的颜色开始能够通过波长精确地用数字来描述了，这就使得将恒星光谱与实验室已知的光谱进行比较成为可能。1814年，德国物理学家约瑟夫·夫琅和费发现，阳光中除了包含不同颜色的连续谱，还存在很窄的暗线，夫琅和费详细地用光栅测量了这些暗线的波长，也就是我们今天所称的夫琅和费线^[2]（图2）。1859年，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫将太阳光谱和钠电弧的光谱进行了精确的比较，首次断言太阳的大气中含有钠元素，这也启发他提出了关于辐射的发射和吸收的基尔霍夫定律。随后，在欧洲和美国物理学界的努力下，不同元素和化合物的谱线被一一确认，人们随即将这些结果与太阳的谱线联系了起来：1859年，德国物理学家尤里乌斯·普吕克认证出太阳的夫琅和费线包含有氢的Hα和Hβ线，正确推断出了太阳大气中存在氢，1862年，基尔霍夫成功地从太阳光谱中推断出了其大气中包含有铁、钙、镁等六种元素^[3]。

利用同样的方式，今天对太阳光谱的分析已经证认出其大气中至少包含有57种不同的元素，它们也都是地球上能够找到的元素种类（封面图）。通过研究恒星光谱，人们认识到遥远的恒星并非由不同于地球的神秘物质组成，地球万物与宇宙星辰拥有同样的起源——我们都来源于宇宙星尘^[4]。

图2. 上：夫琅和费记录的太阳光谱中的暗线^[5]（夫琅和费线）；下：德国物理学家约瑟夫·夫琅和费（1787—1826）

夫琅和费线发现大约40年后，恒星和星云光谱的系统研究开始建立起来，人们进一步认识了星云的本质。现代天文学中的星云特指由尘埃和气体组成的星际云，但是早期由于银河系外的星系也无法在望远镜中分辨清楚，因此当时的星云实际上泛指了所有天文学上的扩散天体。1864年，英国天文学家威廉·哈金斯发现一部分星云的光谱含有恒星的吸收谱特征，这意味着它们是由大量恒星组成的不可分辨的天体系统（星系）。还有一部分星云则包含有各类波长不同的亮线——发射线，其中有两条强线的波长为495.9 nm和500.7 nm，这与任何实验室中已知的元素谱线都不重合^[6]。直到20世纪30年代，这两条谜一样的发射线才得以解释——它们实际上是二次电离的氧离子在极低密度的气体和辐射环境下才能发出的禁线。1925年，美国天文学家埃德温·哈勃正确指出，真正意义上的星云是由混合的弥散气体组成的天体，而这些气体则来自我们银河系和近邻星系。        

恒星天体物理学的一个最终目标就是建立正确的恒星演化理论。由于我们不可能对单颗恒星进行毕生的观测，将恒星按照其特征进行合适的分类就变得至关重要，分类的目的在于将恒星的观测特征按照其对应的物理性质连续排列，从而为推测恒星演化提供线索。那么该选取什么特征量作为恒星分类的标准呢？一个特征物理量就是恒星的亮度，它直接联系着恒星发光的功率；而另一个特征量则是恒星的光谱，这就好比它们的指纹。天文学家相信，恒星的光谱不仅反映了恒星本身的物质组成，也必定与它们的物理环境（如温度、密度等）密切相关，因此将恒星按照光谱合理分类对推导正确的恒星理论十分重要。 

观测恒星光谱的时候，我们首先能够得到一条连续谱（在不同颜色或者波长上，能量连续分布的光谱），除此之外，在连续谱的不同颜色处会叠加众多的暗的吸收线。由于颜色代表着光的波长（或者频率），以波长作为横轴，对应波长的光强作为纵轴，便能直观地获得恒星不同波长处谱线的分布，如图3所示。

图3. 一颗恒星的光谱示例图。图中标记出的暗线是氢原子中的电子吸收光子从n=2的基态朝n=3,4,5,6的激发态跃迁造成的吸收线（Hα, Hβ, Hγ...巴尔末线系。图片来源：University ofCalifornia, San Diego. Center for Astronomy & Space Sciences）

天文学先驱们建立恒星光谱的分类工作十分辛苦，其涉及到对成千上万条不同的光谱进行谱线证认，在缺乏强大计算机技术的时代，这一工作需要数代人的努力。除此之外，早期分类还面临着缺乏物理认识的困难，因此许多分类法并不能正确反映恒星内部性质（主要是温度）的连续变化。比如，当时人们并不知道恒星的颜色可以用于指示温度，威廉·哈金斯就曾错误的认为，某些恒星颜色偏红是因为光谱蓝端存在大量吸收线。到了1900年，各种各样的分类体系达到了差不多23种之多。

今天天文学所采用的恒星分类是由19世纪发布的哈佛恒星光谱分类法演变而来。1876年—1918年期间，美国天文学家爱德华·皮克林（图4）担任哈佛天文台台长，在任期间给哈勃天文台装备了巡天望远镜，以开展大规模的恒星光谱学研究，在对船尾座ζ星的研究中，皮克林发现了类氢离子He^＋发出的谱线（He II线），这就是后来著名的皮克林线系。

图4. 美国天文学家、哈佛天文台台长爱德华·皮克林（图中男性）和他的“娘子军”，皮克林右边第二位女性是安妮·坎农^[5]。

为了对大量恒星光谱的照相底片进行测量分类，同时积极鼓励女性来从事天文研究，皮克林招募了一批女计算员，天文学界当时将其戏称为皮克林的“娘子军”。最初的哈佛光谱分类法以氢原子光谱作为基准，按照氢谱线的强弱以字母顺序A、B、C、D进行分类，然而，氢的吸收线来源于氢原子外围电子吸收一个特定能量的光子、从能量最低态跳跃到了高能量态的过程，当温度过高时，绝大部分氢原子被电离了，而温度过低则无法使氢原子外围电子发生跃迁，因此温度太高或者太低都会造成氢线减弱，以致无法正确反映恒星内部温度的变化。

这一分类法后来由皮克林的助手安妮·坎农（图5）进行了重要的修正，她将原来的恒星排序进行了调整，将恒星从热到冷按照字母O，B，A，F，G，K，M重新进行了排列，并在主序列中引入十进制来表示中间恒星的光谱。比如从B型星到A型星依次包含B0、B1、B2型星等等，顺序在前的恒星相对于在后的恒星在描述中被称为”更早”，如O型星早于B型星，B0型星早于B5型星等等。对恒星分类的方法则根据某些特征谱线的性质来确定。尽管恒星谱型和温度之间的精确关系只有在1920年印度物理学家梅格纳德·萨哈提出萨哈方程后才最终被确定，但是坎农当时的分类法已经正确地将恒星按照温度降低的次序进行了排列，这一恒星分类法最终成功地发展成今天所使用的摩根·肯那分类法（MK分类法）^[7、8]。

图5. 美国女天文学家安妮·詹普·坎农（1863年—1941年），她在恒星光谱分类方面作出了开创性的工作^[5]。

MK分类法中各个不同谱型的特性如下（图6）：

图6. 不同类型恒星的典型光谱，对应光谱的谱型标在左侧，对应的典型温度标在右侧，不同元素和分子的谱线标在上下两侧（图片来源：odin.physastro.mnsu.edu）。

在图7和图8中，我们提供了两颗恒星的光谱，它们分别是O型星和G型星，一些典型的谱线我们也标记在了对应的位置处，供读者参考。

图7. 一颗O9型星的典型光谱，图中标出的是其包含的几条典型的 He II吸收线（数据源自欧州南方天文台（ESO））。

图8. 一颗G0型恒星的典型光谱，注意其左侧的两条Fe I线和很强的两条Ca II线 。（据源自欧洲南方天文台（ESO））。

除了OBAFGKM之外，MK系统还包含R，N和S三个亚型。1990年代末期，天文学家又制定了两类新的恒星谱型L和T，用于描述非常“冷”的恒星类型。但总的来说，目前所观测到的绝大部分恒星类型都能用OBAFGKM这七类来描述。在天文学界有一句口诀专门用于记住这七大恒星分类的顺序（以下的Girl可按需换成Guy）：

Oh, Be A Fine Girl! Kiss Me! 

早期的恒星演化理论认为，恒星的一生将从O型朝M型逐渐冷却，这一过程伴随着质量丢失和光度下降，顺序靠前的恒星被称为“早型星”就是这一历史观的产物。随着技术的发展，对遥远恒星的距离测量成为可能，这就使得人们能够正确估计恒星的内禀光度。人们发现，某些光度极低的恒星并不属于K类和M类，而是类似于F和G型星，这与恒星沿光谱序列演化的假说相冲突。1906年，丹麦天文学家埃纳隆·赫茨普龙在假定恒星连续谱为黑体的前提下，证明了大角星的直径差不多等于火星轨道，进一步预言了巨星的存在。        

1907年时，德国物理学家卡尔·史瓦西将注意力转向了星团。因为星团是引力束缚的多体系统，可以近似认为所有恒星都拥有到地球相同的距离，这就避免了因为距离测定的不确定而无法准确预测恒星光度的问题。同一时期，天文学界开始采用有效波长来描述恒星能谱的平均波长，后者被证明与恒星的光谱型存在强关联。正是在这一时期，赫茨普龙受史瓦西邀请访问哥廷根大学，并于1911年发表了第一篇关于昴星团和毕星团的光度-颜色图，他发现昴星团和毕星团中存在明显连续的恒星序列，除此之外，红星的光度范围非常广泛，赫茨普龙正确地指出，如果只将目光集中在矮星上，就能得到一条有连续走向的主星序^[9]。 

同一时期，美国天文学家亨利·诺里斯·罗素，通过皮克林提供的太阳近邻300余颗恒星的星等和光谱，迅速得到了更加清晰明确的结果，于1914年同时刊登在了《自然》和《大众天文学》杂志上^[10]。该结果当时被称为罗素图：罗素图的纵轴代表恒星的星等，横轴为光谱类型，罗素不仅确认了赫茨普龙关于主星序存在的结论，同时更加清晰地找到了近距恒星中的巨星——它比同谱型的主星序恒星高出10个星等左右，相当于光度上亮了近10000倍。罗素在他的工作中还发现了一颗低光度的A型星，这是人类历史上第一颗确认的白矮星（图9）。

图9. 罗素1914年发表在《大众天文学》上的第一张“罗素星图”，其包含了太阳周围近距离恒星的绝对星等与光谱型的关系^[8]。

赫茨普龙和罗素的开创性成果经受住了时间的考验，其用于处理恒星序列的方法被迅速用于更多的恒星样本中，这些宝贵的数据为后来恒星理论的建立作出了巨大的贡献。如今，利用各类地面和太空望远镜提供的精确观测数据，天文学家们依然沿袭着百年前赫、罗两人的基础方法来研究恒星的结构和演化（见图10）。为了纪念二人在恒星物理中的重要贡献，后人将恒星的光度（星等）—颜色（光谱型）的二维分布图称为“赫茨普龙-罗素图”，简称“赫罗图”。

图10. 欧洲航天局依巴谷天文卫星拍摄的太阳近距恒星的赫罗图，读者可与1914年罗素发表的第一幅罗素星团进行比较（图片来源：Linda S. Sparke）。    

从1814年夫琅和费测量太阳光谱开始，到1914年罗素发表恒星的光度-光谱型图，整整一百年时间，科学先驱们史诗般的努力与伟大的洞见，终于使人们发现，在人类文明毕生也不曾有丝毫改变的灿烂恒星们，竟然是可以理解的。自赫罗图出现之后，天体物理学迄今为止最成功的理论之一—— 恒星结构与演化理论，也重装登场了。

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