17.4：使用 Spectra 测量恒星半径、成分和运动
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学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 了解天文学家如何通过研究恒星的光谱来了解恒星的半径和构成
- 解释天文学家如何使用多普勒效应测量恒星的运动和旋转
- 描述恒星的正确运动及其与恒星空间速度的关系
分析恒星的光谱除了温度之外还可以教会我们各种各样的东西。 我们可以测量其详细的化学成分以及其大气中的压力。 从压力中，我们可以获得有关其大小的线索。 我们还可以测量它朝向或远离我们的运动，并估计它的旋转。
星星大小的线索
正如我们将在《星星：天体人口普查》中看到的那样，恒星有各种各样的大小。 在生命中的某些时期，恒星可以扩展到巨大的维度。 如此夸张的恒星被称为巨星。 幸运的是，对于天文学家来说，恒星光谱可以用来区分巨星和普通恒星（例如我们的太阳）。
假设你想确定一颗恒星是否是巨星。 一颗巨星有一个大而延伸的光圈。 因为巨星很大，所以巨星的原子散布在很大的体积上，这意味着恒星光圈中粒子的密度很低。 因此，巨星光圈中的压力也很低。 这种低压会以两种方式影响频谱。 首先，光圈压力较低的恒星显示的光谱线比具有更高压光圈的相同温度恒星的光谱线更窄（图\(\PageIndex{1}\)）。 差异足够大，仔细研究光谱可以分辨出温度相同的两颗恒星中哪一颗的压力更高（因此压缩程度更高），哪颗的压力较低（因此必须延长）。 这种影响是由于恒星光圈中粒子之间的碰撞——更多的碰撞会导致更宽的光谱线。 当然，在更高密度的环境中，碰撞的频率会更高。 把它当作交通来思考——碰撞的可能性要大得多，因为高峰时段，那时汽车密度很高。
其次，巨星中被电离的原子比像太阳这样温度相同的恒星中被电离的原子还要多。 恒星外层原子的电离主要由光子引起，光子携带的能量由温度决定。 但是原子保持电离的时间在一定程度上取决于压力。 与太阳（光圈相对密集）中发生的情况相比，巨星光圈中的电离原子不太可能通过离电子足够近的距离，无法与其中一个或多个电子相互作用和结合，从而再次变为中性。 正如我们前面讨论的那样，电离原子的光谱与中性原子的光谱不同。
元素的丰度
现在已经在太阳和恒星的光谱中发现了大多数已知化学元素的吸收线。 例如，如果我们在恒星的光谱中看到铁线，那么我们马上就知道恒星必须含有铁。
请注意，缺少元素的光谱线并不一定意味着元素本身不存在。 正如我们所看到的，恒星大气中的温度和压力将决定哪些类型的原子能够产生吸收线。 只有当恒星光圈中的物理条件如此之大（根据计算）元素线应该存在时，我们才能得出结论，缺少可观测的光谱线意味着元素的丰度很低。
假设两颗恒星的温度和压力相同，但是（比如）一颗恒星的钠线比另一颗恒星的钠线强。 更强的线条意味着恒星光圈中有更多的原子吸收光。 因此，我们立刻知道钠系较强的恒星含有更多的钠。 需要进行复杂的计算才能准确确定多少，但是对于在任何温度和压力下在任何恒星中观测到的任何元素，都可以进行这些计算。
当然，像我们这样的天文学教科书总是让这些东西听起来比实际要容易一些。 如果你看一下恒星光谱，比如第 17.3 节\(17.3.3\)中的图，你可能会感觉到解码成千上万条吸收线中包含的所有信息有多困难。 首先，在地球上花了多年的精心实验室工作才确定每种元素的热气具有其光谱线的精确波长。 已经汇编了长篇书籍和计算机数据库，以显示在每个温度下可以看到的每种元素的线条。 其次，恒星光谱通常有许多来自多个元素的线，我们必须小心谨慎地将它们正确地整理出来。 有时候，自然无济于事，不同元素的线条具有相同的波长，从而加剧了混乱。 第三，正如我们在辐射和光谱一章中所看到的那样，恒星的运动可以改变每条线的观测波长。 因此，观测到的波长可能与实验室测量结果不完全匹配。 实际上，分析恒星光谱是一项艰巨的、有时令人沮丧的任务，既需要训练，也需要技能。
对恒星光谱的研究表明，氢气约占大多数恒星质量的四分之三。 氦气是第二丰富的元素，几乎占恒星质量的四分之一。 氢气和氦气共同构成质量的96％至99％；在某些恒星中，它们的含量超过99.9％。 在4％或更少的 “重元素” 中，氧、碳、硒、铁、氮、硅、镁和硫是最丰富的。 通常，但并非总是如此，原子量较低的元素比原子量较高的元素更丰富。
仔细看一下前一段中的元素列表。 其中最丰富的两个是氢气和氧气（它们构成水）；添加碳和氮，你就开始为天文学学生开出化学处方了。 我们是由宇宙中常见的元素组成的，只是以比恒星复杂得多的形式（和凉爽得多的环境）混合在一起。
正如我们在《恒星光谱》（和褐矮星）部分提到的那样，天文学家使用 “金属” 一词来指所有比氢气和氦气重的元素。 由这些元素组成的恒星质量的比例被称为恒星的金属性。 例如，太阳的金属度为0.02，因为太阳质量的2％是由比氦气重的元素组成的。
附录K列出了每种元素在宇宙中的常见程度（与氢气相比）；这些估计主要基于对太阳的研究，太阳是一颗典型的恒星。 但是，在太阳中尚未发现一些非常稀有的元素。 对宇宙中这些元素数量的估计是基于实验室对其在原始陨石中的丰度的测量，这些陨石被认为代表了太阳星云凝结的未改变的物质（参见《宇宙样本和太阳系起源》一章）。
径向速度
当我们测量恒星的光谱时，我们确定其每条线的波长。 如果恒星没有相对于太阳移动，那么每个元素对应的波长将与我们在地球实验室中测量的波长相同。 但是，如果恒星向我们移动或远离我们，我们必须考虑多普勒效应。 如果恒星正在远离我们，我们应该看到移动恒星的所有光谱线都向光谱的红色端移动；如果恒星向我们移动，则向蓝色（紫色）端移动（图\(\PageIndex{2}\)）。 偏移越大，恒星移动得越快。 这种沿着恒星和观察者之间的视线的运动称为径向速度，通常以千米每秒为单位进行测量。
威廉·哈金斯（William Huggins）再次成为先驱，于1868年首次确定了恒星的径向速度。 他观察到天狼星光谱中的一条氢线中的多普勒偏移，发现这颗恒星正在向太阳系移动。 如今，可以测量任何亮度足以观测其光谱的恒星的径向速度。 正如我们将在《星星：天体普查》中看到的那样，双星的径向速度测量对于得出恒星质量至关重要。
正确的动作
还有另一种类型的运动恒星可能无法用恒星光谱探测到。 与沿着我们的视线（即朝向或远离地球）的径向运动不同，这种称为适当运动的运动是横向的：即穿过我们的视线。 我们将其视为恒星在天球上的相对位置的变化（图\(\PageIndex{3}\)）。 这些变化非常缓慢。 即使是正确运动最大的恒星也需要200年才能将其在天空中的位置改变为等于满月宽度的量，而其他恒星的运动还很小。
因此，在人类的一生中，用肉眼，我们不会注意到明亮恒星的位置有任何变化。 但是，如果我们能活得足够长，变化就会变得显而易见。 例如，大约 5 万年后，地面观测者会发现北斗七星的手柄无疑比现在更加弯曲（图\(\PageIndex{4}\)）。
我们每年以弧秒（1/3600 度）为单位测量恒星的正确运动。 也就是说，对正确运动的测量只能通过恒星在天球上的位置改变了多少角度来告诉我们。 如果两颗不同距离的恒星以垂直于我们的视线的相同速度移动，那么在一年后，越近的恒星在天球上的位置会有更大的变化。 比方说，假设你站在高速公路边。 汽车似乎会从你身边飞过。 然后，如果你从半英里外的有利位置观察交通，汽车在你的视野中的移动速度会慢得多。 为了将这个角度运动转换为速度，我们需要知道恒星有多远。
要知道恒星的真实空间速度，即它的总速度和它相对于太阳在太空中的移动方向，我们必须知道它的径向速度、正确的运动和距离（图\(\PageIndex{5}\)）。 随着时间的推移，恒星的空间速度也可能导致其与太阳的距离发生显著变化。 数十万年来，这些变化可能足够大，足以影响附近恒星的表观亮度。 如今，Canis Major（大狗）星座中的小天狼星是天空中最亮的恒星，但是10万年前，Carina（龙骨）星座中的卡诺普斯恒星是最亮的恒星。 再过20万年，小天狼星将消失并有所消失，而天琴座中明亮的蓝星维加将取代其荣誉地位，成为地球天空中最亮的恒星。
旋转
我们还可以使用多普勒效应来测量恒星旋转的速度。 如果一个物体在旋转，那么它的一侧正在接近我们，而另一侧正在后退（除非它的旋转轴恰好指向我们）。 太阳或行星显然就是这种情况；我们可以观察来自附近物体接近边缘或后退边缘的光，并直接测量旋转产生的多普勒偏移。
但是，星星距离太远，以至于它们都显示为未解析的点。 我们能做的最好的事情就是立即分析来自整颗恒星的光。 由于多普勒效应，来自向我们旋转的恒星侧面的光线被转移到较短的波长，而来自恒星另一边缘的光线被转移到更长的波长。 你可以将我们观察到的每条光谱线看作是相对于我们而言来自不同速度的光谱线的总和或组合。 恒星上的每个点都有自己的多普勒偏移，所以我们从整颗恒星看到的吸收线实际上比恒星不旋转时的吸收线要宽得多。 如果一颗恒星快速旋转，则多普勒偏移的分布会更大，其所有光谱线都应该相当宽泛。 实际上，天文学家称这条效应线变宽，而扩大的量可以告诉我们恒星的旋转速度（图\(\PageIndex{6}\)）。
对光谱线宽度的测量表明，许多恒星的旋转速度比太阳快，有些恒星的周期不到一天！ 这些快速旋转器旋转得如此之快，以至于它们的形状被 “扁平” 成我们所说的扁圆球体。 这方面的一个例子是维加星，它每 12.5 小时旋转一次。 Vega 的旋转使它的形状变得非常扁平，以至于它在赤道的直径比两极处的直径宽 23%（图\(\PageIndex{7}\)）。 太阳的旋转周期约为一个月，旋转速度相当缓慢。 研究表明，随着年龄的增长，恒星的旋转速度会降低。 年轻的恒星旋转速度非常快，旋转周期为几天或更短。 很老的恒星可以有几个月的旋转周期。
如你所见，光谱学是一种非常强大的技术，它可以帮助我们学习有关恒星的各种信息，而这些信息我们根本无法通过其他方式收集。 我们将在后面的章节中看到，同样的技术也可以教会我们关于星系的知识，星系是我们可以观测到的最遥远的物体。 没有光谱学，我们对太阳系以外的宇宙几乎一无所知。
天文学和慈善事业
纵观天文学的历史，富有的科学赞助人的贡献在建造新仪器和开展长期研究项目方面产生了巨大的影响。 爱德华·皮克林的出色分类项目历时数十年，得益于安娜·德雷珀的大量捐款。 她是亨利·德雷珀的遗 ow，亨利·德雷珀是一位医生，她是十九世纪最有成就的业余天文学家之一，也是第一个成功拍摄恒星光谱的人。 安娜·德雷珀向哈佛天文台捐赠了数十万美元。 因此，这项伟大的光谱测量仍被称为亨利·德雷珀纪念馆，在该目录（例如HD 209458）中，许多恒星仍然用 “HD” 编号来称呼。
19 世纪 70 年代，这位古怪的钢琴制造商、房地产巨头詹姆斯·里克（图\(\PageIndex{8}\)）决定将自己的一部分财富留给建造世界上最大的望远镜。 1887 年，当存放望远镜的码头完工时，里克的尸体被埋在里面。 地基顶部升起了一台 36 英寸的折射镜，多年来，它一直是圣何塞附近里克天文台的主要仪器。
里克望远镜一直是世界上最大的望远镜，直到1897年，乔治·埃勒里·黑尔说服铁路百万富翁查尔斯·耶克斯资助在芝加哥附近建造一台40英寸的望远镜。 最近，霍华德·凯克（Howard Keck）的家族在石油行业发了大财，他从家族基金会向加州理工学院捐赠了7,000万美元，用于帮助在夏威夷莫纳克亚岛14,000英尺的山顶上建造世界上最大的望远镜（参见天文仪器章节了解详情）更多关于这些望远镜的信息）。 凯克基金会对现在所谓的凯克望远镜非常满意，以至于他们又捐款7400万美元在同一个火山峰上建造另一个10米长的反射镜凯克二世。
现在，如果你们当中有人成为百万富翁或亿万富翁，而天文学激发了你的兴趣，那么在规划遗产时一定要记住天文仪器或项目。 但坦率地说，私人慈善事业不可能支持天文学科学研究的全部事业。 我们对宇宙的大部分探索是由美国国家科学基金会和美国宇航局等联邦机构以及其他国家的类似政府机构资助的。 这样，我们所有人，只要占税款的很小一部分，就可以成为天文学的慈善家。
摘要
温度相同但大气压不同的恒星的光谱有细微的差异，因此可以使用光谱来确定恒星的半径较大且大气压较低（巨星），还是半径较小且大气压较高。 恒星光谱也可用于确定恒星的化学成分；氢气和氦气构成所有恒星质量的大部分。 对多普勒效应产生的线偏移的测量结果表明了恒星的径向速度。 通过多普勒效应扩大光谱线是衡量旋转速度的一种方法。 恒星也可以显示出正确的运动，这是因为恒星在视线上的空间速度是分量的。
词汇表
- 巨人
- 一颗大小夸张的恒星，有着大而延伸的光圈
- 正确的动作
- 从太阳上看，恒星方向每年发生的角度变化
- 径向速度
- 朝向或远离观察者的运动；位于视线内的相对速度分量
- 空间速度
- 物体相对于太阳在空间中移动的总（三维）速度和方向