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Glossary term: 光譜

Redirected from 吸收線

Description: 光穿過水滴，光線將分成紫色、藍色、綠色到黃色、橙色和紅色的基本顏色，這就形成了彩虹。每種顏色對應一個波長範圍，彩虹的顏色是按照從紫到紅的波長遞增順序排列的。這種按波長分解的光（或更一般的說法，電磁輻射）被稱為光譜。

電磁輻射是由被稱為“光子”的光粒子混合而成的。光譜相當於按能量對光子進行分類，並記錄每個特定能量範圍內有多少光子。根據量子力學的基本定律，這等同於按頻率對光進行分類——這是描述光譜的另一種方式。

如果能量隨波長（或光子能量，或頻率）的變化平滑變化，則稱為連續光譜。與此相反，光譜中某些波長處的尖銳凹陷或峰值分別稱為吸收線和發射線。這些線是由於原子或分子（甚至原子核）內部不同能級之間的躍遷而產生的，它們會吸收或發射特定波長的輻射。例如，在可見光中，恆星會顯示出帶有吸收線的連續光譜。這些吸收線包含恆星化學成分的信息。對光譜的分析稱為光譜學；能夠記錄光譜的儀器稱為光譜儀、分光計或攝譜儀。

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Term and definition status: The original definition of this term in English have been approved by a research astronomer and a teacher
The translation of this term and its definition is still awaiting approval

This is an automated transliteration of the simplified Chinese translation of this term

The OAE Multilingual Glossary is a project of the IAU Office of Astronomy for Education (OAE) in collaboration with the IAU Office of Astronomy Outreach (OAO). The terms and definitions were chosen, written and reviewed by a collective effort from the OAE, the OAE Centers and Nodes, the OAE National Astronomy Education Coordinators (NAECs) and other volunteers. You can find a full list of credits here. All glossary terms and their definitions are released under a Creative Commons CC BY-4.0 license and should be credited to "IAU OAE".

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A composite showing four rainbows. Each is centred on different points

24 Hours of Rainbow

Caption: This panoramic view taken with a smartphone of Livorno, Italy, showcases a series of vivid rainbows captured on three different days in December 2021. Rainbows are the result of sunlight being refracted by water droplets suspended in the air, typically after rainfall or during misty conditions. The water droplets act like a prism, breaking up (refracting) the sunlight into the various colours. The different wavelengths of light are refracted by different amounts, which is why we see this layering of colours. The photographer skillfully merged the most remarkable shots taken on different days to highlight the diverse sizes and brilliance of these rainbows. The locations at which the rainbows appear to be centred are different because each rainbow appeared when the Sun was at a different position in the sky. This composite image beautifully captures the transient yet mesmerising allure of rainbows, illustrating their fleeting appearance and gradual dissipation influenced by the shifting atmospheric conditions.
Credit: Fabrizio Guasconi/IAU OAE (CC BY 4.0)

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一顆 O 型恒星的光譜

Caption: O 型恒星 HD 235673 的光譜，X 軸為波長（納米），Y 軸為通量。圖的上半部分顯示瞭相同的光譜，但高通量的波長為亮斑，低通量的波長為暗斑。400 納米到 700 納米之間的綫條顔色與人眼看到的該波長光的顔色基本一緻。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，這兩條綫的顔色分彆為藍色和紅色。 黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現大相徑庭的光譜綫。對於 O 型恒星來說，最重要的特徵是由電離氦引起的少量譜綫。O 型恒星中的這些譜綫比冷態恒星中的譜綫更強。氦原子和氫原子的譜綫也齣現在光譜中。光譜的藍色端比紅色端有更多的通量。
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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一顆 B 型恒星的光譜

Caption: B 型恒星 HD 258982 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。波長低於 400 納米和高於 700 納米時，人眼幾乎看不到光，光譜綫的顔色分彆為藍色和紅色。 黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現大相徑庭的光譜綫。對於 B 型恒星來說，最重要的譜綫是由氦原子産生的。這些譜綫在 B 型恒星中最強，在較熱和較冷的類型中較弱。氫原子産生的譜綫也存在，但不如在較冷的 A 型恒星中那麼強。
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A 型恒星的光譜

Caption: A 型恒星 BD-11 1212 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色與人眼看到的該波長光綫的顔色大緻對應。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，光譜綫分彆被染成藍色和紅色。 黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。來自氫原子的光譜綫在 A 型恒星的光譜中占主導地位，並且在這種光譜類型中最強。
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一顆 F 型恒星的光譜

Caption: F 型恒星 2MASS J22243289+4937443 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。波長低於 400 納米和高於 700 納米時，人眼幾乎看不到光，這兩條光譜綫分彆被染成藍色和紅色。 黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。在 A 型恒星中最強的氫原子譜綫在 F 型恒星中仍然相對較強，但金屬（尤其是電離鈣）譜綫在這一光譜類型開始變得較強。
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一顆 G 型恒星的光譜

Caption: G 型恒星 UCAC4 700-069569 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，光譜綫分彆被染成藍色和紅色。 黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。在 G 型恒星中，氫原子的光譜綫比 F 型恒星弱，而電離鈣的光譜綫則比 F 型恒星強。鐵、鈉和鈣等金屬原子的譜綫也開始變得突齣。
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一顆 K 型恒星的光譜

Caption: K 型恒星 2MASS J19554455+4754531 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。波長低於 400 納米和高於 700 納米時，人眼幾乎看不到光，光譜綫分彆被染成藍色和紅色。 黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現大相徑庭的綫條。K 型恒星的光譜主要由鐵、鈉和鈣等金屬原子構成。金屬原子的譜綫非常多，多到無法逐一標齣，以至於光譜看起來波瀾不驚、參差不齊。氫原子和鈣離子的譜綫比更熱的 G 型恒星要弱得多。
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一顆 M 型恒星的光譜

Caption: M 型恒星 2MASS J15581272+8457104 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。波長低於 400 納米和高於 700 納米時，人眼幾乎看不到光，這兩條綫分彆被染成藍色和紅色。 黑綫顯示的是恒星大氣中不同元素的原子、離子和分子造成的光譜吸收綫。這些原子、離子和分子會吸收特定波長的光綫，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。M 型恒星的大氣層足夠冷，可以形成一些化閤物。這些化閤物通常在天文學中被稱為分子，盡管它們在化學中並不是嚴格意義上的分子。這些分子會在 M 型恒星的光譜中産生如此之多的譜綫，以至於這些譜綫看起來會閤並成巨大的條帶，從而從光譜中去除一大塊。在 M 型恒星中，氧化鈦在可見光中有大量這樣的波段，占據瞭光譜的大部分區域。
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恒星光譜類型

Caption: 按光譜類型排列的七顆恒星的光譜，從頂部的最熱（O 型）到底部的最冷（M 型）。x 軸錶示光的波長，y 軸錶示該波長接收到的光通量。每個光譜都經過歸一化處理（每個波長的光通量除以該光譜的最大光通量），然後將光譜沿 y 軸相互偏移，以便於觀察。400 納米到 700 納米之間的綫條顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，因此這兩條綫的顔色分彆為藍色和紅色。 較熱的恒星在光譜的藍端有更多的通量，較冷的恒星在紅端有更多的通量。不過，恒星發射的通量總量取決於它的大小和溫度。因此，一顆熱恒星發齣的紅光會比同樣大小的冷恒星多，即使冷恒星發齣的光幾乎都是紅光，但由於上文提到的歸一化處理，這一點在本圖中並不明顯。光譜中的尖銳窄滴是由恒星大氣中的原子和離子引起的吸收綫。光譜綫的強度取決於恒星大氣的溫度。以波長 656.5 納米的氫綫為例。該圖中的所有恒星都主要由氫構成，但對於最熱和最冷的恒星來說，656.5 nm處的氫綫很弱，而對於光譜類型為A和F的恒星來說，氫綫最強。這是因為在A和F恒星大氣層的溫度下，氫在656.5 nm處比在較熱或較冷的恒星中吸收更多的光。 這裏最冷的恒星，即 M 型恒星，其光譜中的吸收帶很寬。這是因為這顆恒星足夠冷，大氣中含有氧化鈦等化閤物。這些化閤物在天文學中通常被稱為分子，它們會産生比原子或離子更寬的光譜吸收特徵。
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恒星光譜類型 - 波段

Caption: 按光譜類型排列的七顆恒星的光譜，從頂部的最熱（O 型）到底部的最冷（M 型）。x 軸顯示的是光的波長，而每個波長上的亮度或暗度則與該波長上恒星接收到的光通量相對應，較暗的部分光通量較小，較亮的部分光通量較大。每個光譜都進行瞭歸一化處理（每個波長的光通量除以該光譜的最大光通量），因此所有光譜的最大光通量應該具有相同的亮度。在 400 納米到 700 納米之間繪製的顔色與人眼看到的該波長光的顔色基本一緻。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，因此這兩條綫分彆用藍色和紅色錶示。 較熱的恒星在光譜的藍端有更多的通量，較冷的恒星在紅端有更多的通量。不過，恒星發射的通量總量取決於它的大小和溫度。因此，一顆熱恒星發齣的紅光會比同樣大小的冷恒星多，即使冷恒星發齣的光幾乎都是紅光，但由於上文提到的歸一化處理，這一點在本圖中並不明顯。光譜中的暗窄斑塊是恒星大氣中的原子和離子造成的吸收綫。光譜綫的強度取決於恒星大氣的溫度。以波長 656.5 納米的氫綫為例。該圖中的所有恒星都主要由氫構成，但對於最熱和最冷的恒星來說，656.5 nm處的氫綫很弱，而對於光譜類型為A和F的恒星來說，氫綫最強。這是因為在A和F恒星大氣層的溫度下，氫在656.5 nm處比在較熱或較冷的恒星中吸收更多的光。 這裏最冷的恒星，即 M 型恒星，其光譜中的吸收帶很寬。這是因為這顆恒星足夠冷，大氣中含有氧化鈦等化閤物。這些化閤物在天文學中通常被稱為分子，它們會産生比原子或離子更寬的光譜吸收特徵。
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Tags: Hands-on , Experiment , prism
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Education Level: Informal , Middle School , Primary , Secondary
Areas of Learning: Guided-discovery learning
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Areas of Learning: Interactive Lecture , Observation based , Social Research
Costs: Low Cost
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License: CC-BY-4.0 Creative Commons 姓名標示 4.0 國際 (CC BY 4.0) icons

Age Ranges: 10-12 , 12-14 , 14-16
Education Level: Middle School , Secondary
Areas of Learning: Interactive Lecture , Observation based , Social Research
Costs: Medium Cost
Duration: 1 hour

The Office of Astronomy for Education is hosted by the Haus der Astronomie on the campus of the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg. The Office of Astronomy for Education is an office of the International Astronomical Union, with substantial funding from the Klaus Tschira Foundation and the Carl Zeiss Foundation. The Shaw-IAU Workshops on Astronomy for Education
are funded by the Shaw Prize Foundation.