恒星的视向速度
 
 
如果没有光谱分析，我们对宇宙的了解就要比现在肤浅得多，对恒星的化学组成就会一无所知，对它们的运动就会只有一鳞半爪的认识。在这里主要讲一讲，怎样根据恒星光谱来推求恒星沿着视线方向的，也就是向我们而来或背我们而去的运动速度。运动速度在视线方向的分量称为视向速度。测定视向速度所依据的原理是，这是纪念奥地利物理学家克里斯蒂安·多普勒（Christian Doppler，1803—1853）而命名的。如果一颗恒星的光线穿过一个玻璃棱镜，就会由于不同频率的光折射程度不同而发生色散现象，频率较高的蓝光比频率较低的红光折射得更厉
 
害。如果在棱镜后面装一架照相机，那么照出来的像就不是一个小星点而是一长条，称为恒星。光谱照片中各处的黑线是由不同频率的光线所产生的。当今天文学家所使用的现代摄谱仪，其工作原理也就是这样。为了拍得暗弱恒星的光谱，星光首先要由大望远镜收集起来，再经过摄谱仪的处理，然后才落到照相底片上。人们也往往使用别的器件代替棱镜来使不同频率即不同颜色的光线产生不同程度的偏转。照相机拍出来的光谱是细长条，摄谱仪则把它展宽成一条带子，这就很有利于辨认其中的细节（见图 A-1）。恒星光谱的重要性在于恒星大气中的原子吸收特定频率辐射的这一特性。被吸收的光就在光谱中表现为空缺：用摄谱仪拍成的长条光谱中出现许多暗“线”，它们正处在和那些特定频率完全相应的位置上，照相底片在这些位置上不感光。恒星大气中各种原子对辐射的吸收造成了光谱中一定部位缺光的现象，那些暗线。由于每一种原子产生一套特定的吸收线体系，人们就可能依据恒星的光谱来测定其大气的化学组成。恒星的化学分析就是根据这种道理进行的，例如阿尔布雷希特·翁
 
 
 
贡献而成为名家。本书中所讲的一切有关恒星大气和星际气体的化学组成的内容，其依据都在于光谱线的测量。太阳上没有重氢，以及元素锂特别缺少的现象，也都是这样得知的。下面着重介绍多普勒效应。
 
光是一种电磁波。一束光线所经之处，电场强度周期性地变强变弱，时而达到极大值，时而达到极小值，这种变化以光速在空间传播。当一个源发出一定频率的光线时，只有在该源和接收器的距离保持不变的情况下，我们收到的光的频率才和原来的相等。如果光源向着我们运动，每个后发波的强度极大点在传播中经过的路程就比紧挨在前的先发波的略短一些。光波极大点到达我们这里的时候变成比发出时节奏更快的一串信号，也就是说，向我们移近的发光体的光比起实验室里同样光源的光显得频率更高，颜色更蓝。反过来，背着我们远去的光源的光比起实验室中同样光源的光就显得频率较低，颜色较红。实际上这种情况和图 10-5 所讲  
的效应并没有什么不同，因为一个 X 射线源绕一颗星作轨道运动时，有时向我们接近，有时背我们远去，X 射线闪光的频率也就显得在变高变低。
 
恒星光谱吸收线的多普勒效应可以测量得很精确（参见图 A-2）：最好的方法是把恒星光谱和通过摄谱仪形成的实验室光源光谱进行对比，以查明恒星光谱中各种原子的吸收线是处于本来应在的地位还是有所偏移。这样也就容易测定该星的视向速度。
 
特别重要的是测量密近双星的视向速度。一颗星围绕另一颗星公转，只要我们不是正好垂直地向它们的轨道平面望去，这颗星在轨道运动中就时而朝我们奔来，时而背我们离去。我们可以测量光谱中这颗星视向速度的这种周期性变化并且利用它（请阅附录 C）来推求有关恒星的质量。实际上我们正是根据光谱中由多普勒效应产生的谱线位移才知道有许多星并不是单星，而是双星。这种双星离开我们实在太远，所包含的两颗星彼此又靠得太近，所以我们用望远镜看不出它们是双星。两颗星并不交替掩食倒不要紧，光谱吸收线的周期性位移依然会告诉人们，那是一对沿着各自的轨道相互绕着公转的双星。