星光里的暗线怎样透露恒星的秘密

一颗恒星怎样在自己的光里留下暗线

先想象一块烧得发亮的材料。它会连续发出许多颜色，光谱是一条平滑的亮带。恒星深处的稠密气体也能提供这样的背景，光一路穿过温度和密度都在变化的大气，才来到望远镜。

原子中的电子只能处在某些能量状态。遇到能量正好合适的光子，电子可以升到更高状态。对应的波长便特别容易被吸收。把许多原子的作用叠起来，那一小段光谱会比旁边暗，这就叫吸收线。

被吸收的能量并没有凭空消失。原子可以再发光，光还会朝不同方向传播。沿着望远镜正在看的那条方向，补回多少辐射，要看这一层本身的状态。比较背景与薄层的亮度，才知道最后留下的是暗线还是亮线。

冷薄层放在明亮背景前，吸收常占上风。把薄层加热，它自己发出的光逐渐补进凹口。假如薄层与背景具有相同的热辐射亮度，这个最简单模型里的暗线就消失了。继续加热，同一条跃迁还能变成发射线，也就是亮出周围的一道细线。

温度还有另一条作用路径：它改变哪些能量状态上坐着多少原子。某条线需要原子先处在一个激发态；加热后，这种原子可能增多，吸收也可能增强。温度继续升高，电离又会改变可用原子数。真实恒星的线深，常是这几种作用共同留下的结果。

这也解释了为什么天文学家要比较多条谱线。某条线对温度特别敏感，另一条更容易受原子数影响，两者放在一起才有机会分开原因。只盯着一个凹口，很容易把较冷的大气误看成较多的某种元素。

在很稀薄的气体里，原子数加倍，缺少的光大约也加倍。随着原子越来越多，线心开始不透明：背景在这里本来就几乎透不过去，再加原子，中心也很难继续变暗。较远的两翼原本较透明，如今也吸收起来，线就向左右展开。

为了把深浅和宽窄一起比较，可以把凹口缺少的光全部加起来，再换成一个同面积的矩形。矩形取完全黑的深度，它的宽度就叫等值宽度。浅而宽的线与深而窄的线，有时会得到相同的等值宽度。

仪器也会把细节抹宽。一台分辨本领较低的光谱仪，可能把深线摊成浅线。只要积分范围覆盖整条线、仪器响应正确归一化，而且连续谱位置没有定错，总面积仍近似保留。把面积和线形放在一起看，才容易分清是仪器还是气体改变了。

一辆救护车驶近时，声音的波峰更密；驶离时，波峰更疏。光也有相似的 Doppler 效应。恒星或吸收气体远离我们，谱线就移向较长波长；靠近我们，则移向较短波长。天文学家约定远离为正的径向速度，意思是沿视线方向的速度。

单条线可能和邻线混在一起，也可能认错。比较整组线的位置更可靠：假如所有线都按相同的波长比例移动，运动这个解释便有了很清楚的共同信号。热运动则让不同原子带着不同的沿视线速度，许多略微错开的线叠在一起，通常表现为展宽。

要把这些线索变成一颗恒星的温度或元素丰度，还需要计算大气里的光怎样传播。入门时可以先用一层气体，把吸收、发射和移动逐个拆开；再去看真实光谱，会更容易发现哪里需要更完整的大气模型。