3分光视差法

300光年、三千万亿公里已经相当遥远，但在宇宙中微不足道，天文学家得想出进一步的量天方法，此节介绍十九世纪出现的分光视差法。

http://s8/mw690/0025SBnyzy72SKVG4hV67&6903分光视差法" TITLE="探索星空奥秘 3分光视差法" />
用三棱镜获得光谱

光谱与天体物理 牛顿最早采用三棱镜将一束太阳白光分解成赤橙黄绿青蓝紫诸色、称为光谱，后来人们知道不同颜色对应光的不同波长，红光波长最长、紫光波长最短。将光按波长摊开获得光谱的过程称为分光，所用设备叫分光仪或光谱仪。

19世纪中叶德国玻璃工匠夫琅禾费注意到太阳光谱中存在一系列亮线与暗线，它们都出现在特定波长处。夫琅禾费逐一将其编号、命名并测出波长，后人称为夫琅禾费线。开始谁也不清楚这些亮、暗线由来。后来科学家发现钠金属燃烧时发出的光有特定波长的几根亮线，而连续光穿过较低温度钠蒸汽时，会在同样波长处出现几根暗线。凡是钠元素参与就出现该谱线，见到该谱线必有钠参与，遂称其为钠的标识谱线。不仅钠，其它元素如钾、钙、碳、氢、氧都有波长各异的标识谱线。就像人的指纹具有唯一性，标识谱线为科学家辨认元素提供了锐利武器。十九世纪后期英国威廉.哈金斯首先将光谱分析应用于天文观测，并将光谱仪、光谱摄影技术引入天文望远镜，开启了一个崭新的天体物理学分支，至今不过百余年已经极大地推进了天文事业发展。

http://s7/mw690/0025SBnyzy72UFxPUfY16&6903分光视差法" TITLE="探索星空奥秘 3分光视差法" />
                  太阳光谱及夫琅和费线

天文望远镜  400年前出现的望远镜极大地展拓了人类视野，今天大型望远镜都用于天文观测，几乎都装备了分光仪与摄谱仪（现今都用光栅分光获取光谱）。望远镜可以将点状的火星、木星、土星拉近并扩展为月亮一样的圆面，可以观察火星表面的陨石坑、和美丽的木星环，没多少天文知识也能大开眼界。可是，这只局限于太阳系内，你如果对准哪怕是最近的恒星，不要指望能拉近、放大成一个圆面（比如太阳）供你直接观看细节，它们永远呈点光源。前面照片中北极星的圆斑不是星体的球面，而是物镜无法完全消除的衍射斑。观测恒星多数靠摄取光谱，星光携带的奥秘全在光谱中，天体物理学家就是从光谱中破解密码的破译员。外行想靠大型天文望远镜一睹恒星风采，如同从耳机滴滴嗒嗒的莫尔斯电码中想听出具体通信内容一样大失所望。

天文望远镜都安置在半球状圆顶内，圆顶沿经线有可开启的槽窗，望远镜可由水平调升到竖直。整个装置可在水平面平滑旋转，不仅让望远镜可指向北半球任一天区，还能自动操控整个系统跟踪，消除地球自转、公转影响，保证镜筒几个钟头之内准确跟踪目标。天体遥远、物镜接收到的星光本就极其微弱，还得按波长分解开来，极不容易。有些光谱往往要连续几个夜晚跟踪感光。目前在太空轨道运行的哈勃望远镜已经能观测到+30星等、一百亿光年之外，天体物理学家已经积累了几百万、上千万条光谱。

视星等与绝对星等 观察笔直马路街灯，望去必然近亮、远暗，这是灯泡射出的光能密度按距离平方反比规律衰减，直接看到的街灯亮度称为视亮度，由视亮度有可能算出距离之比。如果灯泡瓦数不同，还得考虑其绝对亮度因素。

恒星亮度也同理，前面提及的星等实际是视星等，考虑到距离悬殊，看上去暗的恒星也许实际很亮。要反映恒星绝对亮度，应该将其移到同样距离（天文学约定32.6光年），此距离的视亮度天文上称绝对亮度，对应的星等即为绝对星等，绝对星等越大恒星实际发射功率越低。一颗恒星绝对亮度与视亮度之比，可按约定距离（32.6）与真实距离平方反比算出。天文学家据此推出了绝对星等、视星等、约定距离与真实距离四个数值应满足的公式。约定距离（32.6光年）是公认的，从而视星等、绝对星等、真实距离三者中已知任何两者即可求出第三者。

问题归结为如何知道绝对星等 设想路灯都是钨丝泡，瓦数有大有小15瓦、25瓦灯丝泛红，100瓦、200瓦泛青白。瓦数越大青白趋势越明显，瓦数越小赤红趋势越明显。距离只会使亮度衰减，不会改变青白还是赤红，或者说色度与距离无关。这给我们提供了辨认绝对亮度的线索，远处呈青白色灯泡即便显得很暗也是高亮度。进一步再将色度与灯泡绝对亮度关系曲线求出，就可将远处灯泡绝对亮度求出。

主序星  恒星演化中绝大部分时间都是靠核心区氢聚变维持能量辐射，这一阶段称为主序星阶段，进入主序星阶段恒星称为主序星，其各项参数相当稳定。太阳就是一颗主序星，它已生成50亿年，其中40几亿年处于主序星阶段，太阳还能维持50亿年，其主序星阶段还将持续40几亿年。太阳在这九十几亿年中处于动态平衡，直到氢燃料耗尽，进入下一级氦、锂聚合阶段，此后进入风烛残年。由于主序星阶段占恒星生命大头，天空中看到的主序星也应占大多数。

光谱型 天体物理学家做了大量基础工作，将恒星光谱按其标识谱线差异划分成一系列光谱型。顺序命名为O、B、A、F、G、K、M型，日后又进一步细化，分出O1、O2直到O10，B1、B2直到B10等等。美国学生用一句俏皮话Oh Be  A  Fine  Girl  Kiss  Me帮助自己记住这顺序。不太严格地说光谱型这个顺序也是光谱最亮段由青白渐次移向赤红，所以又称色度。

http://s12/mw690/0025SBnyzy72V2r6Cr9ab&6903分光视差法" TITLE="探索星空奥秘 3分光视差法" />
   不同光谱型的光谱

赫罗图 丹麦天文学家赫茨普隆与美国罗素在1911和1913年各自独立以光谱型为横坐标、绝对星等为纵坐标标点已知主序星，成为如下赫罗图。最初采用太阳附近已由三角视差法测量出距离的近千颗近恒星为样本，它们可以由视星等算出其绝对星等。显然主序星分布在一条斜线上。该图在天文学中地位类似门捷列夫元素周期表在化学中地位。天体物理学家将光谱型与绝对星等这条斜线关系推广到所有主序星（当然还要经受其它独立手段验证），这样就可以靠光谱型在赫罗图上定出绝对星等，再与观测到的视星等求出真实距离。这就是分光视差法，适用于银河系及其周边恒星（10万光年之内）。更远处难以摄得清晰恒星光谱了，分光视差法这把尺也鞭长莫及了。