光谱

艾萨克·牛顿爵士首次将一束阳光穿过一只玻璃棱镜，证明了阳光是由从红色（长波长）到紫色（短波长）的各种波长的光线的混合。他把阳光通过小孔和棱镜，射出后形成一条彩色光带，这是首个有意制成的光谱。牛顿并未做进一步的实验，可能因为那时棱镜的玻璃质量欠佳，无疑更为可能的是还有其他的事情正等待他去考虑。下一个真正的进展来自英国科学家W.H.渥拉斯顿。1801年，渥拉斯顿在屏上用一道狭缝代替了小孔，得到了里面横跨着许多暗线的带状太阳光谱。渥拉斯顿认为这些线仅是各种颜色之间的分界，从而与一项重大发现失之交臂。十多年后，德国光学家约瑟夫·夫琅禾费做到了这点。

像渥拉斯顿一样，夫琅禾费获得了太阳光谱。他把暗线描画下来，发现它们的位置和强度是不变的。例如在光谱黄色的部分有两条非常明显的暗线。这些线条是如何形成的？1858年古斯塔夫·基尔霍夫和罗伯特·本生给出了答案，同时奠定了现代光谱学的基础。

就像望远镜收集光线一样，光谱仪把光分解成彩虹样的光谱。观察发光的固体或者液体的光谱，你可以看到彩虹似的连续谱带；而低压气体的光谱却大不一样，与一条彩带不同，只能看到分立的亮线，即发射光谱。基尔霍夫和本生发现，每条谱线都是某种特定元素或者元素组合的标志，而且不会重复。例如钠会产生2条明亮的黄线以及其他亮线。有些元素的光谱比较复杂，比如铁有数千条谱线。而他们伟大的洞察力在于，发现太阳光谱中的暗线和实验室里发光气体光谱中的亮线是一一对应的。现在知道每条谱线都产生于气体原子外层电子某个特定的状态跃迁。如果气体很热，电子的能级降低时就会放出能量，我们就能看到发射线；如果气体较冷并且背景光是像阳光那样的连续谱的话，我们就会看到一条暗线，因为电子在相同的频率上吸收了能量，并跃迁到上面的能级。在太阳光谱黄色部分里的那一对特殊的暗线就是相对较冷的钠蒸汽存在的明确迹象。通过对这些夫琅禾费线的研究，可以得到被称为“反变层”的太阳内层大气中所有气态元素的丰度。

被称作夫琅禾费线的这些暗线还可以提供运动的信息，继而间接地告诉我们天体的距离。注意一下救护车鸣笛的声音。与静止时相比，当汽车朝我们开来时，每秒钟内有更多数量的声波进入耳朵，其效果是波长变短了，所以声调听上去越来越高；而当汽车经过后驶离我们时，每秒钟进入耳朵的声波数减少，波长增大，所以音调变低。奥地利科学家多普勒首先对这种现象做出了解释，后来这种现象被称为“多普勒效应”。对光来说也存在同样的现象。对于一个正在靠近的源，波长的缩短令光线变蓝；对于正在退行的源，光线变红。这种颜色变化极其微弱，难于察觉。但是会在夫琅禾费线中有所反映。如果所有的谱线都向红端，即长波长端移动，那么光源就正在远离我们。红移越大，退行速度就越大。

现在回到太阳光谱。太阳的明亮表面，即光球，产生连续光谱。其上的是一层压力低得多的大气（色球层），所以预计应该产生发射光谱。事情也确实如此，然而在一个明亮的彩虹背景的映衬下，这些谱线被“反转”了，看上去不是亮的，而是暗的。但是它们的位置和强度不受影响。日光光谱黄色部分的两条暗线对应着钠的发射线，所以我们断定太阳上存在钠。

《大爆炸：宇宙通史》