吸收线变浅，是气体更热了，还是电离更强了？

先看哪些氢还能吸收这段光

把遥远的明亮天体想成一盏背景灯。灯光穿过稀薄的氢气，有一小段颜色被吸收，到达望远镜时就留下一个凹口，叫吸收线。莱曼阿尔法线来自氢原子的电子吸收光子后，跳到较高的能级。

一个质子带着一个电子，合起来不带净电荷，这就是中性氢。能量更高的紫外光可以把电子打走，让氢电离。电子被打走后，这个氢离子就不再留下这条吸收线。即使氢的总量没变，中性氢变少，气体也会更透明。

电子又能被质子俘获，这个过程叫复合。对于下面比较的稀薄纯氢气体，中性比例由背景光电离与辐射复合的平衡决定。固定温度和总密度，增加每个中性原子被光电离的速率，就会减少能留下这条吸收线的原子。

温度能同时影响数量和运动。在这里比较的五千到三万开尔文范围内，温度升高，辐射复合的速率下降。给定同样的电离光，中性氢也会减少。这个数量效应已经能让谱线变浅。

还要看留下来的原子怎样运动。同一团气体里，有的原子沿视线朝我们来，有的离我们去。运动会稍稍改变它们吸收的颜色；随机运动越快，整团气体的吸收就铺得越宽。这叫热多普勒展宽。对一团单独的气体，即使先保持中性原子数不变，吸收中心也会随这种铺开而变浅。

热宽与绝对温度的平方根成正比。把一万开尔文升到三万开尔文，温度变成三倍，热宽只增为原来的约一点七三倍。若从五千升到一万开尔文，热宽增为约一点四一倍。这里比较的是单团氢气的热宽，图上几个吸收凹口叠起来的总宽还会受气体整体运动影响。

b=\sqrt{\frac{2k_{\mathrm B}T}{m_{\mathrm p}}}

这里的

b

是以速度表示的热多普勒宽度参数，

T

是开尔文温度，

k_B

是玻尔兹曼常数；用质子质量

m_p

近似氢原子质量。它不是整条吸收凹口的全宽。

拿一组固定气体分布的数值例子来比较。沿同一条视线，保留总密度和给定的大尺度速度，一万开尔文、默认电离光强时，所取光谱区间的平均透射率约为百分之七十点二。意思是：在这个区间平均来看，约七成背景光透了过来。

先只把光电离速率加倍，温度仍是一万开尔文，平均透射率升到约百分之八十点三。再回到默认电离光强，改把温度升到三万开尔文，平均透射率约为百分之八十点四。两个平均值几乎一样，原因却不同：前一次没有改变原子的热运动，后一次同时改变了复合与热展宽。

这几个数属于这条设定视线和所选光谱区间，不是宇宙的平均透射率。它们展示了一个实用问题：只用“有多少光通过”这个数，会把不同的气体条件混在一起。把整段谱线的形状也保留下来，才有机会进一步区分。

真实气体的谱线还叠着别的运动：相邻气团速度不同，几个吸收凹口会挤在一起；望远镜的分辨率也会把细节抹宽。总密度越高，复合也越容易。要解释线宽和深浅，就得把这些作用与原子的热运动一起考虑。

气体还会记住过去受热后的膨胀。压力曾把小尺度密度起伏推散，后来即使温度相同，气体分布也未必相同。前面的对照固定了密度，只比较当前温度和电离的光谱作用；调高温度没有替气体补算一段膨胀历史。研究星系间气体的温度或暗物质，需要把许多条谱线放在一起，研究这些结构与运动，还要弄清望远镜更容易看见哪一类吸收。