人们早就知道恒星离我们很远,在19世纪,天文学家们终于以合理的精度测量了离附近几颗恒星的距离。结果是如此之大,数千英里,大多数人都认为我们永远都不能去拜访他们或者了解他们。毕竟,我们不能去太空中,抓取一个样本,并把它带回地球;我们所能做的就是观察来自恒星的光。

然而,在三十年内,科学家们确实开始研究太阳、行星和一些明亮的恒星的化学成分。他们是怎么做到的?

光谱学的基本思想

摄谱仪从光源中获取光并按波长将其分离,这样红光就朝一个方向,黄光就朝另一个方向,蓝光就朝另一个方向,等等。一种光谱仪依靠棱镜来分散光线:

天文学家经常在望远镜的焦平面上放置一个狭缝,以感兴趣的物体为中心。

只有通过这个狭缝的光才会照射到光栅(或棱镜),使光谱呈现出一种特征形状:在一个长的水平画布上的垂直线。

当我们将光源的光通过光谱图时,我们通常会看到三种基本光谱类型中的一种,这取决于光源的性质。德国天文学家Gustav Kirchoff在19世纪50年代研究工作,找出了这些不同类型光谱的原因。他解释说,三种基本类型的光谱来自三种不同的情况:

固体、液体和稠密气体发射所有波长的光,没有任何间隙。我们称之为连续谱。

稀薄的气体只发射几个波长的光。我们称之为发射光谱或亮线光谱。

如果有一个光源在它后面,薄气体将吸收它发射的相同波长的光。我们称之为吸收光谱或暗线光谱。

每种元素都产生自己独特的发射或吸收波长。

我们可以利用这些像指纹一样的图案来识别发光或吸收光的物质。

真的那么容易吗?

因此,天文学家对太阳(和恒星)的光谱进行了测量,并试图找出尽可能多的谱线。这并不容易,因为在太阳光谱的可见部分有很多吸收线:

然而,随着时间的流逝,科学家们能够找到一些最强线的身份。他们发现,太阳光谱中最强线是由于如下元素:

因此,结论是,这些是太阳中最丰富的元素。这有道理吗?确定!毕竟,将该列表与地壳中最常见的元素列表以及整个地球体进行比较:

简单,容易,而且有道理:太阳的化学成分与地球非常相似。不幸的是,这是错误的。

塞西莉亚·佩恩(Cecilia Payne)展示了方法1925年,一位名叫塞西莉亚·佩恩的年轻研究生完成了她的博士论文《恒星大气:对恒星逆向层高温观测研究的贡献》。她意识到太阳和其他恒星的外层大气的情况并非如此简单。基本情况是这样的——这是正确的——是这样的:

如果恒星的光球包含特定元素的原子,那么人们就会期望看到与该元素相关的波长的吸收线。冒着稍微简化事情的风险,对时间的理解是这样的:

强吸收线 ---->大量的元素

弱吸收线 ----> 该元素的少

无吸收线 ---->没有该元素

佩恩仔细地考虑了原子物理学的一些最新结果,原子物理学正处于量子革命的中期。她意识到吸收线的强度取决于某些元素的丰度,但还有其他因素同样重要——或者更重要的是:

“当然,吸收线的强度是温度、压力和原子常数的非常复杂的函数,在前面的七章中已经详细讨论过这个问题。因此,所观察到的强度智能用于初略估算丰度。“----佩恩论文第十三章。

为了详细解释佩恩的工作,我们必须深入研究原子的量子能态,以及它们与光波包的相互作用。也许用一个类比更好。想想普通人弗雷德的量子能态,以及他与咖啡杯的相互作用。首先,考虑一下当一杯咖啡遇到弗莱德处于最低能量状态时会发生什么:

结果:无吸收。咖啡逃走了,可以继续它的旅程。

现在,假设我们给弗雷德一点能量,让他醒着,坐在办公桌前做文书工作。当咖啡接近他时会发生什么?

结果:吸收。咖啡不见了。

如果我们给弗莱德很多能量,让他跑马拉松,当他喝咖啡时会发生什么?

结果:无吸收。咖啡逃走了,可以继续它的旅程。

同样,佩恩指出,如果原子处于完全正确的原子能状态,太阳大气中某一特定元素的原子只会吸收通过的光子。这意味着,仅仅因为一种元素——比如铁——产生了最强的吸收线,它不一定是最丰富的原子类型。可能有(继续我们的类比)数以百万计的其他类型的“休眠”原子存在,但只是不吸收光。

太阳的化学成分

因此,根据我们目前对原子物理学和光谱学的理解,以及我们目前的望远镜和光谱仪,我们认为太阳的化学成分如下:

换句话说,大量的氢和少量的氦,以及少量的重元素。

太阳并不平均包含与地球相同的物质。无论是恒星,还是星际气体云团,还是银河系。

现在问答问题,人类是通过测试恒星散发的光的光谱,来确定恒星成分,如果探测器带有精密的光谱仪设备,它就能分析出恒星的成分。