天體光譜分析是套用光譜學的原理和實驗方法用於天體光譜，以確定天體的物質結構、性質和化學組成成分的分析法。
基本介紹
- 中文名：天體光譜分析
- 外文名：astronomical spectral analysis
- 拉丁文名：Astronomicis spectroscopio
- 分類：定性分析，定量分析
- 對象：天體光譜
- 性質：分析法的一種
分類,恆星光譜,研究成果,譜線證認,元素豐度,光譜分類解釋,發射線光譜,視向速度,磁星,星際物質,
分類
天體光譜分析一般有兩種：
① 定性分析 用來確定天體的化學成分。首先測定譜線的波長。在拍攝天體光譜後，擋住用來拍攝天體光譜的那部分狹縫，將已知譜線波長的光源投在狹縫的其他部分上，拍攝比較光譜(常是鐵弧光譜)。用儀器將天體譜線波長和地球上已知元素的譜線波長作比較，或者套用按原子結構和光譜理論計算的譜線表，證認出產生天體譜線的元素。
② 定量分析 每種元素的譜線強度,與它們在物質中的含量有關，所以通過對譜線強度的比較，可以確定物質中各元素的含量。對於天體，目前只能取到月球上的物質樣品，在實驗室中進行定量分析。至於恆星（包括太陽）光譜的定量分析，有兩種方法：一是測定一些譜線的等值寬度，作出觀測的生長曲線，與理論計算比較；二是根據某種譜線形成的機理，假設一些物理參數，計算出理論輪廓，再同觀測輪廓比較。這兩種方法不僅能得到形成該譜線元素的原子數，而且能得到恆星大氣中的溫度、湍流速度和壓力等參數。
恆星光譜
恆星光譜的形態決定於恆星的物理性質、化學成分和運動狀態。光譜中包含著關於恆星各種特性的最豐富的信息。迄今關於恆星本質的知識，幾乎都是從光譜研究中得到的。
恆星光譜的研究內容異常廣泛，但從觀測角度來看，主要有三條途徑。第一是證認譜線和確定元素的豐度。第二是測量都卜勒效應引起的譜線位移和變寬(見譜線的形成和致寬)，由此來研究天體的運動狀態和譜線生成區。第三是測量恆星光譜中能量隨波長的變化，包括連續譜能量分布、譜線輪廓和等值寬度等。這些特性同恆星大氣中的溫度、壓力、運動、電磁過程以及輻射轉移過程有關，是恆星大氣理論的主要觀測依據。
研究成果
譜線證認
一般可根據基爾霍夫定律將恆星光譜同實驗室光譜直接比較後確定產生譜線的化學成分。恆星的譜線無法在實驗室中獲得時，只有通過對原子和分子結構的深入分析，才能完成證認。在恆星光譜中已證認出元素周期表中90%左右的天然元素，但還有一些恆星譜線至今沒有證認出來。
元素豐度
即元素的相對含量，是在證認的基礎上根據譜線相對強度或輪廓推算出來的。結果表明，絕大多數恆星的元素豐度基本相同:氫最豐富,按質量計約占71%；氦次之,約占27%；其餘元素約合占2%。這稱為正常豐度。有少數恆星的元素豐度與正常豐度不同，一般說來，這與恆星的年齡有關。
光譜分類解釋
溫度相同的巨星和矮星間光譜的差異，是由於壓力不同引起的。巨星大氣中的壓力比矮星低，電離較容易；有些元素如鍶，對壓力特別敏感，電離的比例大；因此巨星光譜中電離鍶譜線就比矮星光譜中強得多。又如氫線，在矮星光譜中寬而漫，在巨星光譜中窄而銳，這也是由壓力效應決定的。根據光譜中的壓力效應能夠決定恆星的光度。
發射線光譜
少數恆星光譜中除吸收線外，還有發射線（即明線），有些恆星只有發射線。發射線一般是由離星體較遠處的稀薄氣體即星周氣體產生的，但這些氣體延伸範圍很小，觀測者無法將星周氣體同星體分開，所以人們觀測到的是恆星光譜和星周氣體光譜的混合。
星周氣體一般是從星體拋射出來的，有的在星體周圍形成一個近似球狀的延伸包層，有的形成一個繞星氣環或氣盤。星周氣體的形狀、大小、密度、運動方式，決定著發射線的輪廓和寬度。有發射線的恆星數目不多，但發射線的存在表示它們經歷過或正在經歷著不穩定的拋射過程，這對於研究恆星演化中的不穩定階段有重要作用。
視向速度
關於恆星的許多知識，是從視向速度在光譜上產生的都卜勒效應的研究中得到的。例如，密近雙星的兩子星不能從照片上加以區分，但它們的軌道運動引起光譜線位置的周期性擺動。這不但是發現雙星的一種途徑，而且提供了測定恆星質量的重要方法。視向速度的測量對認識脈動變星的本質起決定性的作用，它證明這類星的光變是由於星體的脈動而不是由於掩食引起的。都卜勒效應的另一重要表現，是對譜線輪廓的影響。當恆星快速自轉且自轉軸同視線相交成頗大的角度時，譜線會變寬、變淺。由此發現，許多早型星有快速自轉現象。許多不穩定星的物質拋射和氣體包層的運動，也在譜線輪廓中顯示出來。例如，從譜線輪廓形狀和寬度的測量得知，新星爆發時物質拋射的速度達到每秒數千公里。
磁星
當恆星具有足夠強的磁場時，譜線將分裂為兩條或更多條支線,它們具有不同的偏振特性,這稱為塞曼效應。通過這種效應，發現了100多顆恆星的磁場,其強度的數量級為千高斯，個別的達萬高斯。這些星稱為磁星，它們大部分是A型特殊星。
