恆星譜線形成，包括太陽在內的大多數恆星光譜的主要特徵，是在連續光譜的背景上出現許多暗黑的吸收譜線。只有少數恆星光譜中除吸收線外，還出現明亮的發射譜線。恆星光譜中的吸收線和連續光譜都是在恆星的低層大氣光球層中產生的，而發射線一般是由恆星拋射出去的星周物質產生的。因此對於恆星大氣本身的探討還是以吸收線的研究為主。恆星吸收線的波長對應於各種原子和離子的能級躍遷。這些譜線的存在表明，恆星大氣物質除了連續吸收外，還存在一些特定波長處的附加吸收，稱為選擇吸收。為什麼在產生連續譜的光球層中會形成吸收譜線，這是與光球層的溫度隨高度增大而下降有關。在吸收線的波長處，恆星大氣物質對輻射的吸收中除了連續吸收外還要附加上選擇吸收。換句話說，此處的吸收係數比譜線臨近連續譜處的吸收係數要大。這樣在譜線波長處，來自光球深層的輻射被嚴重吸收，結果出射的輻射主要是來自光球上層的輻射，那裡的溫度較低，輻射較弱。反之，譜線臨近的連續光譜處，因吸收係數較小，出射的輻射主要來自深層，那裡的溫度較高，輻射較強。這樣在譜線處的輻射比附近連續輻射弱，表現為吸收線。
基本介紹
- 中文名：恆星譜線形成
- 所屬學科：天文學
形成機理,譜線致寬,
形成機理
歷史上曾經用類似實驗室中形成吸收線的概念來理解太陽和恆星光譜中吸收線的成因，即認為太陽和恆星光譜中的連續譜是由光球發射的，吸收線則是由光球上方的另一低溫層（稱反變層）吸收了下層的連續譜輻射而形成的。這種恆星大氣模型稱反變層模型，也稱為舒斯特–史瓦西模型，或S–S模型。恆星大氣中實際上並不存在這樣兩個截然分開的不同層次，因此反變層模型是一種過於簡單的概念。但在反變層模型假定下，理論處理大為簡化，可研究吸收線的一些基本特性。而且，對一些主要形成於光球高層的譜線，反變層模型是一種較好的近似，理論結果也與觀測大致相符，因此反變層模型仍有一閥連頁良定的理論和套用價值。
恆星光譜中的吸收線都有一定的寬度（波長範圍）。吸收線的波長範圍內，輻射強度隨波長的變化稱為譜線輪廓（見圖）。Iν為譜線內頻率ν處的輻射強度，I0ν為同頻率輻射強度對應量，Wν為總吸收，ν為頻率，rν=Iν/I0ν為剩餘強度。圖c為圖b的等值寬度。譜線的寬度和譜線輪廓形狀與形成該譜線的原子能級結構和譜線形成區的物理條件有關，包埋笑危含著譜線源區的豐富信息。為了推求恆星譜線輪廓的理論表示式，以便與實際觀測到的譜線輪廓比較，獲得關於恆星大氣結構和物理過程的知識，必須先從理論上建立譜線的輻射轉移方程（見恆星大氣理論），然後對方程求解。為此，除必須預先知道譜線的吸收係數外，還要知道譜線的源函式，以及選擇吸收中真吸收所占的分量因子ε。籃紙這些討論中都會涉及與該譜線躍遷機率有關從而與譜線強度有關的愛因斯坦躍遷係數，包括由高能級自發躍遷到低能級的自發躍遷係數Aij，在輻射作用下由高能級向低能級躍遷的受迫躍遷係數Bij和原子與其他粒子碰撞引起能級躍謎堡體遷的碰撞躍遷係數Cij等。愛因斯坦躍遷係數是原子固有的特徵參數，與輻射場和周圍氣體性質無關，可由量子力學方法計算得到。 譜線輪廓和等值寬度
譜線致寬
恆星譜線的寬度，既取決於原子輻射自身的特性，又與譜線形成區的物理狀態有關。導致譜線變寬的這些物理因素稱為譜線的加寬機制，可用選擇吸收係數對波長的分布來表示。若令kλ和aλ分別表示以單位質量計和以一個原子計的恆星大氣的選擇吸收係數，則有naλ＝kλρ，其中ρ為大氣密度，n為產生該譜線的低能級原子數密度。恆星譜線的加寬機制，亦即決定kλ或aλ形式的主要因素有如下幾種。
①樂府疊拳輻射阻尼加寬。也稱自然加寬。根據經典輻射理論，可把原子發出輻射看作是諧振子振動產生的，輻射強度依賴於諧振子的數量，稱為振子強度，等效於原子能級躍遷的機率。一個以頻率ν振動的振子在發出輻射的過程中將會損失能量，必定是一種阻尼振動，它所發射的將是一串振幅逐漸減小的單色輻射。如果有棵去船大量振子不斷地參與阻尼振動，則可從數學上證明其混合輻射將是一種具有一定頻率範圍（從而一定波長範圍）的非單色輻射，因此譜線不會是無限窄的。
若從量子力學的觀點來看，原子能級並不是無限窄的，而是有一定的能量範圍，其數值為ΔE服從不確定度關係ΔE·Δt≥h，其中Δt為能級壽命，h為普朗克常數。原子能級既有一定範圍，不同能級之間躍遷產生的譜線就不會是無限窄，必然有一定寬度。
②都卜勒加寬。當吸收原子存在視向速度分量時，根據都卜勒效應，觀測到的輻射將產生波長位移Δλ，可表示為Δλ＝(v/c)λ，其中λ為未位移時的吸收波長，v為原子的運動速度在視向的分量，稱視向速度，c為光速。由於具有不同視向速度的原子產生不同的輻射波長位移，結果合成為譜線的都卜勒加寬。若假定恆星光球處在局部熱動平衡態，則原子的熱運動速度將遵從麥克斯韋分布，由此可推導出因原子熱運動引起的譜線加寬的數學表示式。
除了熱運動外，吸收原子如果還參與了恆星大氣中的湍流運動，並假定譜線形成區的尺度遠大於湍流元尺度，以及湍流元的速度也遵從麥克斯韋分布，則湍流將產生與原子熱運動相似的譜線加寬效應。如果是譜線形成區整體具有同一視向速度分量，則將造成整條譜線位移，而非譜線加寬。其位移量Δλ＝(v/c)λ,v為譜線形成區的整體視向速度分量。
③壓力加寬。吸收原子與周圍粒子的相互作用也會導致譜線的加寬。因為這種效應隨壓力增大而加劇，故通稱為壓力加寬。吸收原子與周圍粒子相互作用導致譜線加寬的原理不難理解。按照經典的觀點，振子遭受與其他粒子碰撞時，將造成振子振動的中斷或相位突變，其效果與阻尼相似。大量相位突變或中斷的振子振動的綜合效果慨訂舟與輻射阻尼等效，從而導致譜線加寬。按照量子力學的觀點，吸收原子與周圍粒子的相互作用就是吸收原子的能級受到周圍粒子的擾動，導致能級範圍變寬。研究表明，壓力加寬中因原子能級受外界粒子擾動而引起的譜線波長位移可表示為Δλ＝(C/r)m，其中r為吸收原子與擾動粒子的距離，C為常數，它確定了相互作用強度，而指數m則取決於攝動粒子與吸收原子的類型。如當攝動粒子為電子或離子，而被攝動的吸收原子為氫原子時，m＝2，即波長位移與攝動粒子的電場強度的一次方成正比，它產生的加寬效應稱為線性斯塔克效應。當攝動粒子為電子或離子，吸收原子為非類氫原子時，m＝4，即波長位移與攝動粒子電場的平方成正比，稱為二次斯塔克效應。而當攝動粒子與被攝動者為同一種中性原子時，m＝3，稱為共振加寬。攝動粒子與被攝動者為不同種中性原子時，m＝6，其相互作用力為范德瓦耳斯力，稱為范德瓦耳斯加寬。壓力加寬的理論處理比較複雜，通常有兩種分析方法：一種是把攝動粒子對吸收原子的作用看作碰撞，這可採用與輻射阻尼類似的方法處理，稱為碰撞阻尼理論。另一種是把譜線加寬視作吸收原子在周圍攝動粒子作用下導致原子能級變寬。不同吸收原子周圍攝動粒子分布不同，產生不同的能級變寬，從而可用統計方法處理，稱為統計加寬理論。
④聯合加寬。對於包括太陽在內的大多數恆星光譜線，一般只需考慮輻射阻尼加寬和都卜勒加寬（包括熱運動和湍流）。只有對太陽耀斑區光譜中的氫譜線，還需附加考慮線性斯塔克加寬。若僅考慮輻射阻尼和都卜勒聯合加寬，則可推導出以一個原子表示的聯合加寬吸收係數為： a λ( a, ω)＝ a 0 λ H( a, ω) 其中 a 0 λ為線心吸收係數， a表示輻射阻尼加寬與都卜勒加寬的比率， ω表示 譜線中任一波長點與線心的距離，而無量綱函式： 稱為沃依特函式（輪廓）。其主要特徵是線上心部分，基本上由輻射阻尼加寬確定；而在 譜線的線翼部分，基本上由都卜勒加寬確定。
⑤塞曼效應。如果恆星大氣中存在磁場，如太陽黑子區域就有強度達到1 000～3 000高斯的磁場，則在磁場區形成的譜線將因塞曼效應而發生分裂。對於最簡單的正常塞曼效應，一條吸收譜線分裂為三條子線，中間一條波長不變的子線稱為π子線，為平行於磁場方向的線偏振光，左右兩邊各有一條子線，稱為σ子線，分別為左旋和右旋圓偏振光。當觀測者視向與磁場平行時（稱為縱向觀測），π子線消失，僅能觀測到兩條σ子線。而當觀測者視向與磁場垂直時（稱為橫向觀測），三條子線均能看到，其中π子線為與磁場平行的線偏振，兩條圓偏振的σ子線因投影而成為與磁場垂直的線偏振光。兩條σ子線與未位移的π子線之間的波長差（稱為裂距）為Δλ＝4.67×10−5gλ2B，其中波長λ和磁場強度B的單位分別為厘米和高斯，g為朗德因子，是形成該譜線的原子能級的量子數的函式。因此，若能從觀測上得到譜線的裂距Δλ，就能推算該譜線源區的磁場B。通常選擇g較大的譜線進行觀測。出現多於三條分裂子線的稱為反常塞曼效應，一般不觀測這種譜線。
①輻射阻尼加寬。也稱自然加寬。根據經典輻射理論，可把原子發出輻射看作是諧振子振動產生的，輻射強度依賴於諧振子的數量，稱為振子強度，等效於原子能級躍遷的機率。一個以頻率ν振動的振子在發出輻射的過程中將會損失能量，必定是一種阻尼振動，它所發射的將是一串振幅逐漸減小的單色輻射。如果有大量振子不斷地參與阻尼振動，則可從數學上證明其混合輻射將是一種具有一定頻率範圍（從而一定波長範圍）的非單色輻射，因此譜線不會是無限窄的。
若從量子力學的觀點來看，原子能級並不是無限窄的，而是有一定的能量範圍，其數值為ΔE服從不確定度關係ΔE·Δt≥h，其中Δt為能級壽命，h為普朗克常數。原子能級既有一定範圍，不同能級之間躍遷產生的譜線就不會是無限窄，必然有一定寬度。
②都卜勒加寬。當吸收原子存在視向速度分量時，根據都卜勒效應，觀測到的輻射將產生波長位移Δλ，可表示為Δλ＝(v/c)λ，其中λ為未位移時的吸收波長，v為原子的運動速度在視向的分量，稱視向速度，c為光速。由於具有不同視向速度的原子產生不同的輻射波長位移，結果合成為譜線的都卜勒加寬。若假定恆星光球處在局部熱動平衡態，則原子的熱運動速度將遵從麥克斯韋分布，由此可推導出因原子熱運動引起的譜線加寬的數學表示式。
除了熱運動外，吸收原子如果還參與了恆星大氣中的湍流運動，並假定譜線形成區的尺度遠大於湍流元尺度，以及湍流元的速度也遵從麥克斯韋分布，則湍流將產生與原子熱運動相似的譜線加寬效應。如果是譜線形成區整體具有同一視向速度分量，則將造成整條譜線位移，而非譜線加寬。其位移量Δλ＝(v/c)λ,v為譜線形成區的整體視向速度分量。
③壓力加寬。吸收原子與周圍粒子的相互作用也會導致譜線的加寬。因為這種效應隨壓力增大而加劇，故通稱為壓力加寬。吸收原子與周圍粒子相互作用導致譜線加寬的原理不難理解。按照經典的觀點，振子遭受與其他粒子碰撞時，將造成振子振動的中斷或相位突變，其效果與阻尼相似。大量相位突變或中斷的振子振動的綜合效果與輻射阻尼等效，從而導致譜線加寬。按照量子力學的觀點，吸收原子與周圍粒子的相互作用就是吸收原子的能級受到周圍粒子的擾動，導致能級範圍變寬。研究表明，壓力加寬中因原子能級受外界粒子擾動而引起的譜線波長位移可表示為Δλ＝(C/r)m，其中r為吸收原子與擾動粒子的距離，C為常數，它確定了相互作用強度，而指數m則取決於攝動粒子與吸收原子的類型。如當攝動粒子為電子或離子，而被攝動的吸收原子為氫原子時，m＝2，即波長位移與攝動粒子的電場強度的一次方成正比，它產生的加寬效應稱為線性斯塔克效應。當攝動粒子為電子或離子，吸收原子為非類氫原子時，m＝4，即波長位移與攝動粒子電場的平方成正比，稱為二次斯塔克效應。而當攝動粒子與被攝動者為同一種中性原子時，m＝3，稱為共振加寬。攝動粒子與被攝動者為不同種中性原子時，m＝6，其相互作用力為范德瓦耳斯力，稱為范德瓦耳斯加寬。壓力加寬的理論處理比較複雜，通常有兩種分析方法：一種是把攝動粒子對吸收原子的作用看作碰撞，這可採用與輻射阻尼類似的方法處理，稱為碰撞阻尼理論。另一種是把譜線加寬視作吸收原子在周圍攝動粒子作用下導致原子能級變寬。不同吸收原子周圍攝動粒子分布不同，產生不同的能級變寬，從而可用統計方法處理，稱為統計加寬理論。
④聯合加寬。對於包括太陽在內的大多數恆星光譜線，一般只需考慮輻射阻尼加寬和都卜勒加寬（包括熱運動和湍流）。只有對太陽耀斑區光譜中的氫譜線，還需附加考慮線性斯塔克加寬。若僅考慮輻射阻尼和都卜勒聯合加寬，則可推導出以一個原子表示的聯合加寬吸收係數為： a λ( a, ω)＝ a 0 λ H( a, ω) 其中 a 0 λ為線心吸收係數， a表示輻射阻尼加寬與都卜勒加寬的比率， ω表示 譜線中任一波長點與線心的距離，而無量綱函式： 稱為沃依特函式（輪廓）。其主要特徵是線上心部分，基本上由輻射阻尼加寬確定；而在 譜線的線翼部分，基本上由都卜勒加寬確定。
⑤塞曼效應。如果恆星大氣中存在磁場，如太陽黑子區域就有強度達到1 000～3 000高斯的磁場，則在磁場區形成的譜線將因塞曼效應而發生分裂。對於最簡單的正常塞曼效應，一條吸收譜線分裂為三條子線，中間一條波長不變的子線稱為π子線，為平行於磁場方向的線偏振光，左右兩邊各有一條子線，稱為σ子線，分別為左旋和右旋圓偏振光。當觀測者視向與磁場平行時（稱為縱向觀測），π子線消失，僅能觀測到兩條σ子線。而當觀測者視向與磁場垂直時（稱為橫向觀測），三條子線均能看到，其中π子線為與磁場平行的線偏振，兩條圓偏振的σ子線因投影而成為與磁場垂直的線偏振光。兩條σ子線與未位移的π子線之間的波長差（稱為裂距）為Δλ＝4.67×10−5gλ2B，其中波長λ和磁場強度B的單位分別為厘米和高斯，g為朗德因子，是形成該譜線的原子能級的量子數的函式。因此，若能從觀測上得到譜線的裂距Δλ，就能推算該譜線源區的磁場B。通常選擇g較大的譜線進行觀測。出現多於三條分裂子線的稱為反常塞曼效應，一般不觀測這種譜線。
