顏色通常是部分波長的電磁波（可見光波段）被人類視覺系統(tǒng)感知后的產(chǎn)物。根據(jù)波長的不同，伽馬射線到無線電都是電磁波，只是絕大部分都是我們?nèi)祟悷o法直接感知的，我們視覺系統(tǒng)可見的那很小一部分被稱為可見光。

 

在牛頓之后，英國化學(xué)家兼物理學(xué)家威廉·海德·沃拉斯頓（William Hyde Wollaston）在1802年研究各種透明物體的折射特性時，發(fā)現(xiàn)經(jīng)過色散后的太陽光譜中存在一些暗線（沒有顏色），他當時以為這是不同顏色的分界線，并沒有進一步研究，錯過了開啟一個新學(xué)科的機會。十五年后，約瑟夫·馮·夫瑯禾費（Joseph von Fraunhofer）基于衍射光柵發(fā)明了光譜儀，并獨立地再次發(fā)現(xiàn)了太陽光譜中的暗線，他發(fā)現(xiàn)有574條這樣的暗線，這就排除了沃拉斯頓關(guān)于顏色分界線猜想。然而當時夫瑯禾費的興趣也不在太陽光譜，并沒有關(guān)心這些現(xiàn)象背后的理論，他基于光柵光譜儀精確測量了每條暗線對應(yīng)的波長，只是使用它們來標校玻璃的折射率（他是當時世界上最好的玻璃制造商）。待后人搞清楚這些暗線的由來后，為了紀念這位“使我們更加接近星星”的人（夫瑯禾費的墓志銘“He brought us closer to the stars”），這些太陽光譜上的暗線被稱為“夫瑯禾費線”。

 

夫瑯禾費線（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）

 

光譜分析，現(xiàn)代天文學(xué)的鑰匙

 

這些暗線的謎底一直到1859年才得以揭開。當時人們已經(jīng)知道，不同的金屬或者金屬化合物（通常叫金屬鹽，比如食鹽是氯化鈉，又叫鈉鹽）可以改變火焰的焰色。并且已經(jīng)觀察到鈉鉀鋰銅等金屬鹽的火焰顏色，這種金屬或金屬鹽在無色火焰中灼燒時使火焰呈現(xiàn)特殊顏色的反應(yīng)就叫做焰色反應(yīng)。1958年前后，德國化學(xué)家羅伯特·威廉·本生（Robert Wilhelm Bunsen）進行逆向思考，既然不同的物質(zhì)會產(chǎn)生不同顏色的火焰，那么是否可以用不同的火焰顏色來分析和區(qū)分元素呢？于是他發(fā)明了沒有火焰的“本生燈”，來測試各種金屬和金屬鹽的火焰。但是這種方式顏色分辨誤差大，并且無法測試一些金屬鹽的溶液。后來他的朋友，德國物理學(xué)家古斯塔夫·基爾霍夫（Gustav Kirchhoff）建議采用光譜儀來替代簡單的顏色來區(qū)分元素。

 

本生和基爾霍夫基使用光譜儀進行化學(xué)分析的裝置（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）

 

經(jīng)過大量的實驗數(shù)據(jù)證實，他們證實了每個元素都會產(chǎn)生一組獨特的譜線，即在特定波長的位置表現(xiàn)為特定的亮線或者暗線（取決于照明方式），并且繪制了幾種常見物質(zhì)的特征譜線。基于這種方法他們還發(fā)現(xiàn)了兩種新的元素銣和銫。

 

實驗中基爾霍夫發(fā)現(xiàn)，當太陽光和納元素火焰一起進入光譜儀時，原本出現(xiàn)的明亮發(fā)射譜線變成了暗線。于是他又使用當時被認為是連續(xù)光譜的石灰光進行照明，依舊發(fā)現(xiàn)光譜中來的亮線位置變成了暗線。后來經(jīng)過一些列驗證之后，他們終于得出結(jié)論，原來某些物質(zhì)本身加熱后的光譜表現(xiàn)為亮線（發(fā)射譜線），而這些物質(zhì)的氣體分子或原子被連續(xù)光譜照明時，則表現(xiàn)為暗線（吸收譜線）。他們進而想到太陽光譜中的夫瑯和費線，認為因為太陽輻射從內(nèi)往外傳輸?shù)倪^程中，被太陽表面大氣中的鈉元素吸收后導(dǎo)致的（后來研究表明還有一部分暗線是地球大氣中某些元素吸收所致）。結(jié)合他們手頭的工作，既然光譜可以分析化學(xué)的成分，他們立刻想到，那也可以通過對這些暗線進行研究，來判定太陽的物質(zhì)組成！時隔一百多年，我似乎還能感受到他們得出這一結(jié)論時的狂喜與興奮。要知道這在當時是不可想象的事情，這對于研究遙遠的太陽和星體具有劃時代的意義，也從此開啟了天體光譜學(xué)領(lǐng)域的大門。根據(jù)光譜分析法，他們先后發(fā)現(xiàn)了太陽上還有氫鈉鐵鈣鎳等元素。后來經(jīng)過多年后研究，人們發(fā)現(xiàn)，太陽的化學(xué)成分與地球類似，只是比例不同而已。

 

鈉元素特征譜線，上圖為吸收譜線，下圖為發(fā)射譜線。（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）

 

說到這里，有個很有趣的插曲，我們知道化學(xué)元素氦元素又叫做太陽元素，它的英文名稱Helium來自于希臘神話中太陽神Helios。那是因為早在1895年地球上發(fā)現(xiàn)氦氣的27年前，法國天文學(xué)家皮埃爾·朱爾·塞薩爾·讓森（Pierre Jules César Janssen）和英國科學(xué)家約瑟夫·諾曼·洛克耶（Joseph Norman Lockyer）就已經(jīng)獨立地通過觀察太陽光譜發(fā)現(xiàn)了這種未知元素的存在并且進行了命名。

 

簡單地梳理一下，牛頓基于顏色的研究開啟了光譜學(xué)的大門。隨后在19世紀初，沃拉斯頓和夫瑯禾費發(fā)現(xiàn)了這些連續(xù)的太陽光譜中存在一些吸收線。另一方面，化學(xué)研究中開始基于焰色反應(yīng)——不同元素的火焰的顏色——來確定元素，而物理學(xué)家基爾霍夫終于建立起元素發(fā)射線和太陽光譜吸收線之間的關(guān)系，并且最終推開了基于光譜來對天體進行物質(zhì)分析的大門。

 

太陽大氣的分層結(jié)構(gòu)與“CT”成像

 

經(jīng)過兩百年的發(fā)展，人們終于搞清楚了太陽光譜以及夫瑯禾費線，并且發(fā)展出基于光譜分析的天體光譜學(xué)，來對浩瀚的宇宙進行精確的觀測。光譜學(xué)除了用在鑒定太陽和其他天體的物質(zhì)組成外，還可以測量天體的轉(zhuǎn)動速度（多普勒效應(yīng)）、溫度、密度。以及進一步反推能量來源及傳遞機制等等。如今這種技術(shù)已經(jīng)成為我們研究太陽的重要手段之一。

 

通過光譜分析我們可以知道太陽大氣的物質(zhì)組成，要是能夠直接看到太陽表面的圖像豈不是更好？這對于研究太陽能量傳遞和物質(zhì)演化過程具有不可替代的作用。這就是太陽物理研究的另一個重要的工具——高分辨力成像。而決定分辨率的最主要因素就是望遠鏡的口徑，這也是天文望遠鏡口徑越來越大的原因。

 

但是光有大口徑的望遠鏡似乎還不夠。我們知道，太陽大氣分為光球?qū)印⑸驅(qū)雍腿彰釋?，其中光球和色球?qū)拥暮穸染瓦_到2500公里。我們通常觀測到的太陽表面結(jié)構(gòu)，主要來自光球?qū)樱热缣柮琢?、太陽黑子等等?/div>