夫琅和费谱线

1823年，夫琅和费开始研究恒星的光谱。他也发现了各种暗线，随着恒星的红色程度的增加，这些暗线变得更加复杂。后来，著名的物理学家基尔霍夫提出的定律成功地揭示了这些暗线的秘密。我们将这个定律的结论概括出来是：

在黑暗背景中，一种发光气体的光谱能够表示出各种颜色的谱线花样，随着构成发光气体的化学元素的不同，花样表现出不同的特点。如同无线电台可以用多种波长播音，但都可以调试检验出来一样，而发光气体的化学元素同样可以通过它发射出来的光的波长辨认出来。

在特殊情况下，发光的固体、液体、气体能够发出连续的光谱，即它发出的是白光，各种颜色的混合光。假如在我们和光源之间存在着比较冷的气体，它会将白光中与它发出的相等的波长吸收掉。这样叠加在一起的光谱就是各色连续带上的暗色花样，通过暗色花样可以得知干涉气体的组成成分。恒星的暗线光谱表明，恒星大气将恒星光球发出的白色光中的某些颜色的光吸收了。

恒星光谱的花样

哈佛天文台及其在秘鲁的阿雷基帕（Arequipa）分所（现在转移到了非洲南部麻塞尔波尔）已经研究恒星光谱的摄影长达一个世纪了。这项工作中采用的是物端棱镜，为天空中的各个区域拍摄了成千上万张照片，而且已经认真研究过了。结果是，他们已经弄清楚了超过35万颗恒星的光谱。只要查阅一下HD星表（The Henry Draper Catalogue，哈佛天文台编辑的世界上第一个记录恒星光谱的大型星表；1937年到1949年间出版了DH星表的补表，此时记录的恒星数目是359083颗），便能够得知恒星的亮度和谱型。我们需要解释一下后一个名词。

在恒星的光谱中，除了少数例外情况，线的花样可以归纳为相连的序列。一颗尚未研究的恒星的光谱一定是这个序列中的一部分。将这些花样平均分开并标上字母BAFGKM，然后将中间分成十部分。例如，当我们发现一颗恒星的光谱的暗纹花样位于序列BA的中央，那么，这颗恒星的谱型就是B5。这种表示恒星光谱的方法是哈弗天文台创立的，而且命名为德拉伯分类法（Draper classification）。

在B型恒星光谱中，占据主导地位的是氦线。人们第一次在太阳光球中发现这种气体，因为光谱中出现了从来没有见过的线。猎户座中构成腰带的三颗恒星中的中间那一颗就是氦星。

在A型恒星光谱中，最显著的是氢线，如天狼星、织女星的光谱。各种型的光谱中都含有氢元素。这型的恒星表现出蓝色，暗纹花样的连续从蓝色到红色依次排列而成。

在F型恒星光谱中，它们都是黄色的恒星，如北极星、南极老人星（Canopus）。它们的光谱中只有少量的氢线，但含有大量的钙、铁等金属线。

在G型光谱中，太阳是一个代表。它是一颗黄色星，光谱中有着数不尽的金属线。大角星是K型星，光谱中的金属线更明显。这型的末端和M型中的红星，如猎户座中的参宿四和天蝎座中的心宿二，它们光谱中的宽带褶纹和许多暗线显而易见。

上述便是光谱序的主要组成部分。此外，还有大家都认可的4型星，但包含的恒星数目还不到全部的百分之一。以前，大家认为序列中从蓝色星到红色星能够代表恒星的发展史。蓝色星表示幼年，黄色星表示中年，而红色星表示老年，它会变得越来越暗淡，最后彻底消失。不过，一种新的学说认为，红色星中的一部分可以表示童年。当恒星逐渐衰老时，它会变黄变蓝，最后再变成红色，这就是老年时期。当然，关于恒星的演化还有其他学说。

恒星的温度

对于一块金属来说，它热得呈现出蓝色时要比呈现出红色时的温度更高，我们据此判断，蓝色星的温度比红色星的温度高。根据研究得知，我们的判断是正确的，而光谱序体现了温度从高到低的变化。恒星光谱的检验不仅证明了我们的判断，还测量出了各个光谱型的温度值。近几年，天文学家还测量出了恒星散发的热量。

我们在“太阳”一节中说过，在测量太阳的温度时，可以借助日光下的一片水的温度升高进行一些计算。显然，这种简单的方法无法计算恒星的温度。通过另一种方法，帕第特（Pettit）和尼科尔森（Nicholson）得出了相同的结果。借助于威尔逊山的2.5米的望远镜，他们将恒星的光聚集在一个非常小的热电偶（thermocouple）上，然后通过电流计（galvanometer）的偏转测量出热效应。他们通过这种方法能够测量出低于肉眼能见度的几百倍的恒星的热量，所以可以测出恒星的温度。此外，他们还用这个方法测量出了行星和月球的表面温度。

蓝色星的表面温度在10000摄氏度到20000摄氏度之间，甚至更高；黄色星的表面温度大约是6000摄氏度；红色星的表面温度仅仅是2000摄氏度左右。不过，即使恒星的温度再低，它依然是非常热的。

在光球内部，随着深度的增加，温度迅速升高，中心的温度高达千百万度。关于恒星的来源这个问题，大家的看法比较一致，他们认为巨大光能来源于光球中心的热核反应，氢首先聚变为氦，然后聚变为碳、氮、氧等物质，最后聚变为铁。

巨星和白矮星

恒星的“发光本领”（光度，Luminosity）有着很大的不同，或者说恒星的实际亮度不同。假如能够将恒星和太阳排列在同一个平面上，让它们到地球的距离相等，我们会发现恒星的亮度从太阳亮度的万分之一到几万倍。实际上，天文学家测量的是恒星在标准距离上的亮度。在下一节中，我们会讲述如何测量恒星的距离。

在一张方格纸上，我们通过点来表示已知发光本领和谱型的恒星，下图就是我们绘制出来的“光谱光度简图”。其中，水平线从左到右表示各种谱型，从蓝色星一直到红色星；垂直线表示恒星的实际亮度，将太阳的亮度作为基本单位，从下到上慢慢增大。