哈勃定律和红移

   一个天体的光谱向长波(红)端的位移叫做红移。通常认为它是多普勒效应所致,即当一个波源(光波或射电波)和一个观测者互相快速运动时所造成的波长变化。美国天文学家哈勃于1929年确认,遥远的星系均远离我们地球所在的银河系而去,同时,它们的红移随着它们的距离增大而成正比地增加。这一普遍规律称为哈勃定律,它成为星系退行速度及其和地球的距离之间的相关的基础。这就是说,一个天体发射的光所显示的红移越大,该天体的距离越远,它的退行速度也越大。红移定律已为后来的研究证实,并为认为宇宙膨胀的现代相对论宇宙学理论提供了基石。上个世纪60年代初以来,天文学家发现了类星体,它们的红移比以前观测到的最遥远的星系的红移都更大。各种各样的类星体的极大的红移使我们认为,它们均以极大的速度(即接近光速的90%)远离地球而去;还使我们设想,它们是宇宙中距离最遥远的天体。

光是由不同波长的电磁波组成的,在光谱分析中,光谱图将某一恒星发出的光划分成不同波长的光线,从而形成一条彩色带,我们称之为光谱图。恒星中的气体要吸收某些波长的光,从而在光谱图中就会形成暗的吸收线。每一种元素会产生特定的吸收线,天文学家通过研究光谱图中的吸收线,可以得知某一恒星是由哪几种元素组成的。将恒星光谱图中吸收线的位置与实验室光源下同一吸收线位置相比较,可以知道该恒星相对地球运动的情况。

红移理论示意图

 

光谱图中三种元素的吸收线

天体光谱分析(astronomical spectral analysis)

应用光谱学的原理和实验方法确定天体的物质结构和化学成分的分析法。天体光谱分析一般有两种:
  ① 定性分析 用来确定天体的化学成分。首先测定谱线的波长。在拍摄天体光谱后,挡住用来拍摄天体光谱的那部分狭缝,将已知谱线波长的光源投在狭缝的其他部分上,拍摄比较光谱(常是铁弧光谱)。用仪器将天体谱线波长和地球上已知元素的谱线波长作比较,或者应用按原子结构和光谱理论计算的谱线表,证认出产生天体谱线的元素。
  ② 定量分析 每种元素的谱线强度,与它们在物质中的含量有关,所以通过对谱线强度的比较,可以确定物质中各元素的含量。对于天体,目前只能取到月球上的物质样品,在实验室中进行定量分析。至于恒星(包括太阳)光谱的定量分析,有两种方法:一是测定一些谱线的等值宽度,作出观测的生长曲线,与理论计算比较;二是根据某种谱线形成的机理,假设一些物理参数,计算出理论轮廓,再同观测轮廓比较。这两种方法不仅能得到形成该谱线元素的原子数,而且能得到恒星大气中的温度、湍流速度和压力等参数。

恒星光谱
恒星光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。光谱中包含着关于恒星各种特性的最丰富的信息。迄今关于恒星本质的知识,几乎都是从光谱研究中得到的。
恒星光谱的研究内容异常广泛,但从观测角度来看,主要有三条途径。第一是证认谱线和确定元素的丰度。第二是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽(见谱线的形成和致宽),由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三是测量恒星光谱中能量随波长的变化,包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关,是恒星大气理论的主要观测依据。
  研究的主要成果 谱线证认 一般可根据基尔霍夫定律将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。恒星的谱线无法在实验室中获得时,只有
通过对原子和分子结构的深入分析,才能完成证认。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90%左右的天然元素,但还有一些恒星谱线至今没有证认出来。
  元素丰度 即元素的相对含量,是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明,绝大多数恒星的元素丰度基本相同:氢最丰富,按质量计约占
71%;氦次之,约占27%;其余元素约合占2%。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同,一般说来,这与恒星的年龄有关。
  光谱分类的解释 恒星光谱一般是在连续谱上有吸收线(即暗线),吸收线的存在表明恒星大气外层温度较低,它对来自温度较高的内层的辐射进行选择吸收。元素丰度相同的恒星的光谱差异,是因恒星大气中温度和压力的不同造成的。
  温度相同的巨星和矮星间光谱的差异,是由于压力不同引起的。巨星大气中的压力比矮星低,电离较容易;有些元素如锶,对压力特别敏感,电离的比例大;因此巨星光谱中电离锶谱线就比矮星光谱中强得多。又如氢线,在矮星光谱中宽而漫,在巨星光谱中窄而锐,这也是由压力效应决定的。根据光谱中的压力效应能够决定
恒星的光度。
  发射线光谱 少数恒星光谱中除吸收线外,还有发射线(即明线),有些恒星只有发射线。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体即星周气体产生的,但这些气体延伸范围很小,观测者无法将星周气体同星体分开,所以人们观测到的是恒星光谱和星周气体光谱的混合。
  星周气体一般是从星体抛射出来的,有的在星体周围形成一个近似球状的延伸包层,有的形成一个绕星气环或气盘。星周气体的形状、大小、密度、运动方式,
决定着发射线的轮廓和宽度。有发射线的恒星数目不多,但发射线的存在表示它们经历过或正在经历着不稳定的抛射过程,这对于研究恒星演化中的不稳定阶段有重要作用。
  视向速度 关于恒星的许多知识,是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。例如,密近双星的两子星不能从照片上加以区分,但它们的轨道运
动引起光谱线位置的周期性摆动。这不但是发现双星的一种途径,而且提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用,它
证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现,是对谱线轮廓的影响。当恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大的角度
时,谱线会变宽、变浅。由此发现,许多早型星有快速自转现象。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动,也在谱线轮廓中显示出来。例如,从谱线轮廓形状和宽度的测量得知,新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千公里。
  磁星 当恒星具有足够强的磁场时,谱线将分裂为两条或更多条支线,它们具有不同的偏振特性,这称为塞曼效应。通过这种效应,发现了100多颗恒星的磁场,其强度的数量级为千高斯,个别的达万高斯。这些星称为磁星,它们大部分是A型特殊星。
  星际物质 恒星发来的光通过漫长距离的星际空间,所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。在许多亮星的高色散光谱中,发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的,说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射,这种效应对蓝光较强,对红光较弱,因而较远的星显得较红,这称为星际红化。通过对红化的测量,可以估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比,可以粗略地估计恒星的距离。