通过分析星光，天文学家打开了一扇通往天体物理学这一崭新研究领域的大门。
当工业时代进入高潮的时候，尚处幼年期的天体摄影术也一样。全球各地的天文学家迅速认识到了摄影与望远镜联合工作的强大能力及其能为人们带来的科学收益。19世纪中叶，他们已经获得了月球、太阳和恒星的照片。但尽管照片能使人们对天体进行空前的分析，它们却只讲出了故事的一部分。恒星的化学和物理性质仍旧是个谜题。法国哲学家奥古斯特·孔德（Auguste Comte）曾经咬定，由于恒星和星云过于遥远，它们将永远埋藏自身化学组成的秘密。那么我们能不能对遥远的恒星和星云在“实验室中”进行详尽审查呢？
自17世纪起，太阳的光谱就不断地被科学家研究了。这些研究者中包括艾萨克·牛顿（Isaac Newton），他将一窄束阳光引入一间暗室中，并用玻璃三棱镜将其分解。但是直到两个世纪之后，罗伯特·本生（Robert Bunsen）和古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）才说明，每束阳光是如何将太阳的化学组成显露出来的。如果说太阳彩虹中的特征线是埃及圣书文字，那么本生和基尔霍夫1860年的论文《由光谱观测进行化学分析》就可以称作天文学家的罗塞塔石碑。
光谱ABC
天体分光术的首个重大突破出现在1802年，当时英国化学家威廉·海德·渥拉斯顿（William Hyde Wollaston）观测到了太阳连续光谱背景上的几道暗线。渥拉斯顿错误地认为它们是不同颜色之间的天然界限。10年后，光学大师约瑟夫·夫琅禾费（Joseph Fraunhofer）在检验几片自制透镜的质量时，用一架小望远镜放大了太阳光谱，并数出了574条暗线。他将其中最突出的一条标注为A，后面是B、C、D，依此类推——这些名称沿用至今。夫琅禾费注意到，D线（实际上是一对距离很近的双线）的位置看起来与蜡烛火焰中的明亮黄线相同。他不知道这种一致是否有意义，也不能解释太阳和实验室对应光源光谱中暗线的成因。
后来，夫琅禾费将注意力集中到太阳以外的其他天体上。他使用一架配备有三棱镜的4英寸折射镜观察了月球、几颗行星以及明亮恒星（包括天狼星和北河二）的光谱。他发现，在太阳、行星以及不同恒星的光谱中，比较明显的暗线位置往往是不同的。这时，夫琅禾费回到了他制造望远镜的日常工作中去，而天体分光术这一崭新的领域也沉睡了40年。
夫琅禾费之后，全欧洲的化学家研究了不同火焰以及电弧的光谱。实验数据积累下来了，分光学的理论也变得丰富了。甚至有线索表明，每种化学元素或成分都能产生自己独一无二的谱线，因此通过分光术分析物质——哪怕是鉴别新的元素——也是可行的。在众人高高的期望中，那条曾令夫琅禾费迷惑的D线是个“套环”，它使第一条解释陷入窘境；黄线就好象是个不速之客，几乎出现在每种物质的光谱中。为什么元素的光谱（如果假设各元素谱线是独一无二的话）都有同样的一条线？最终，两名德国科学家解答了这一问题。
分光术先驱
罗伯特·W·本生在实验室中大胆无畏，甚至在1843年那次化学药品爆炸导致右眼失明后仍旧如此。他照常去研究有毒物质，譬如气味“能让手脚瞬间刺痛，甚至是眼花无知觉”的砒霜。不过，本生成了德国最重要的分析化学家。他的古怪是颇有传奇色彩的。据他的一个学生观察说，本生的“耐火能力非常强，他可以拿起热试管，还经常将手指在吹管口，这时我闻到了燃着的本生，而他的指头也冒烟了！”
在做过的无数实验中，本生试图通过观察在与他同名的灯中燃烧的物质发出的彩色光芒来鉴定其组分。他的同事兼好友、物理学家古斯塔夫·基尔霍夫建议他使用三棱镜去观察每种燃着物质的光谱。他们一起研制了高精度分光计。
本生和基尔霍夫使用他们的新设备解决了D线无处不在的疑难——今天我们知道，D线是钠元素存在的踪迹。他们意识到，困扰前辈的是实验室中一种不曾料到的污染物：食盐！氯化钠，也就是食盐，在地球表面处处有分布，而如果不加留心的话，它就会渗进化学样品中。正如19世纪的历史学家艾格尼丝·M·克拉克（Agnes M. Clerke）所描述的那样，“（食盐）在空气中漂浮；在水中漂流；每粒尘埃中都有它的粒子相随；排除它绝对是不可能的”。
D线问题的解决不仅是本生高超实验技术的反映，更是光谱分析学超高灵敏度和科学潜力的体现。似乎是要强调后者的威力，本生和基尔霍夫凭借他们的强大工具，仅仅依靠观察光谱就发现了两种新元素：铯和铷。
之后海德堡的两位科学家证实，在实验室光谱中观察到的亮线序列与太阳光谱中的暗线序列精确吻合。因而夫琅禾费的暗D线说明，太阳上有钠元素，其他夫琅禾费线也就表示其他化学元素的存在，其中包括太阳最丰富的组成元素——氢。
他们破天荒的实验也告诉物理学家不同类型光谱的基本成因：稀薄气体的光谱可以是实验室中所见的发射谱，也可以是太阳光谱暗线那样，是在白热背景上的吸收线。
本生和基尔霍夫的实验衍生出了大量意义深远的结果。一次两位科学家将他们的分光计对准窗外10哩以外一团烈火的化学成分。本生想，如果他们可以确定地球上火焰的组成，某日天文学家能否对着群星做出同样的事呢？
太阳分光术及其他
很快，人们认识到了本生的观点。早在1864年，在纽约市区用一架11.25英寸折射镜进行观测的刘易斯·M·拉瑟弗德（Lewis M. Rutherfurd）就拍摄了太阳的高清晰度光谱。安德烈·J·埃格斯顿（Andreas J. ?ngstr?m）于1868年绘制的太阳光谱上精确地标有其中的1200条吸收线，其中的相当一部分是由常见元素产生的。19世纪末，人们在太阳中确认出50种元素，其中就有从未在地球上发现过的氦元素。
1862年，在得知本生和基尔霍夫的工作后，自学成材的天文爱好者威廉·哈金斯（William Huggins）在伦敦市郊的上图尔斯山（Upper Tulse Hil）l将他的视线——还有分光计——对准了广阔的宇宙。他在私人天文台中配备了维多利亚时代分光学家的标准装备——三棱镜、电池、电火花卷、本生灯、化学药粉——类似弗兰肯斯坦的实验室。利用一台阿尔万·克拉克（Alvan Clark）所制的8英寸折射镜，哈金斯先是在他的朋友，化学家威廉·A·米勒（William A. Miller），之后是在同样爱好天文的妻子玛格丽特（Margaret）（用她自己的话来说，她是“重要的科学女佣”）的帮助下目视观测了恒星和星云的光谱。1863年，他尝试去拍摄天狼星和五车二的光谱，但失败了；直到19世纪70年代有了更好的转仪钟和感光更快的干板底片后，哈金斯才获得了成功。
上图：威廉·哈金斯（1824-1910）是分光学的领军人物，也是最早通过分光计观看深空天体的人之一。他观测了几个星云，其中的一些性质显示为热的稀薄气体，另外一部分则拥有暗淡的连续光谱——这为日后证明旋涡“星云”是星系的研究铺平了道路。在玛格丽特·林赛·哈金斯（Margaret Lindsay Huggins）（1848-1915）与丈夫相识之前，她已经是熟练的仪器制造者了，同时她还是天文学家、分光学家，与丈夫一道联合发表了多篇论文。她最为值得一提的工作就是对猎户座大星云的观测。（图片提供：俄克拉荷马大学图书馆科学史收藏）
哈金斯的观测证实了夫琅禾费在半个世纪前作出的断言：恒星光谱的样子与太阳大体相同，但是它们最显著的特征谱线往往不同。而这些差异直到20世纪恒星的物理实质为人所阐明后才被解释清楚。
这时，天文学家们手中已有证据表明，整个宇宙的元素组成——更进一步，它所遵从的物理定律——是一致的。1864年，哈金斯作出了一项关于谜一般星云本质的关键发现：它们中的一些成员光谱中只有发射线。换句话说，它们类似于热气体的特征线。然而，旋涡“星云”有着象太阳一样的连续谱，它们就好象是从无数未被分辨出的恒星发出的暗弱光线一样。这些旋涡星云是不是象我们银河系一样，是遥远的“岛宇宙”，而它们的成员恒星因距离太远而显得模糊？这个问题也是在20世纪才被人们回答出来，这时的望远镜更为庞大，摄影术更加完善，而那位名叫爱德温·哈勃（Edwin Hubble）的天文学家也登场了。
光谱分类
当哈金斯在英国开始了他先驱性的研究之时，亨利·德雷珀正在位于纽约城以北20英里的哈得逊（Hudson）河畔的家中为望远镜镀银。尽管他学习的是医学，天文却在亨利·德雷珀的血液中流淌。在亨利三岁的时候，他的父亲约翰·W·德雷珀（John W. Draper）就拍下了第一张月球照片，并在几年后记录下了太阳的光谱。受爱尔兰罗斯（Rosse）伯爵6英尺反射镜的激励，约翰建造了他自己的15英尺（以及日后的28英尺）镀银玻璃反射望远镜。1872年，他用较大的那架来拍摄织女星光谱（尽管工作是粗糙而不成熟的）。1879年，在哈金斯的建议下，德雷珀采用了感光速度更快的干板底片，开始了大规模记录恒星光谱的工作。
在3年的时间中，他获得了80幅细致的恒星、行星，以及一颗彗星和猎户座大星云的光谱。他45岁时的早逝使他没有能大规模地研究恒星光谱分类——这是由罗马的耶稣会士天文学家安吉洛·塞奇（Angelo Secchi）在19世纪60年代开辟的新领域。德雷珀的遗孀安娜·玛丽·帕尔默（Anna Mary Palmer）捐资给哈佛大学天文台继续进行光谱分类的工作。成功完成这项时间和劳动力密集工作的关键是物端棱镜的研制，这种设备安装在望远镜主镜前方，将视野中每颗星的光谱都记录下来。当这项计划在20世纪20年代最终完成的时候，作为成果的亨利·德雷珀星表包含了超过200000万颗恒星的光谱类型。
偏移的焦点
在哈金斯和德雷珀开始研究天体光谱之前，天文学家就已经认识到，光谱线可以帮助人们测量天体的视向运动。19世纪40年代，奥地利数学家克里斯蒂安·多普勒（Christian Doppler）和法国物理学家阿曼德·斐索（Armand Fizeau）独立给出了这一问题的基础，这就是如今所说的多普勒效应。当声源靠近或远离接收者的时候，声波的频率会发生变化；类似地，当光源靠近或远离观察者时，光波的频率也会改变。当一颗星在太空中疾驰之时，它的光谱线看上去偏离了正常位置少许：如果它是远离地球而去的，谱线偏向红端，而如果接近地球，则靠近蓝端。使用精确的分光仪足以测量这般大小的偏移，而星体的视向即径向速度也就可以计算出来了。
早在1868年，威廉·哈金斯就目视发现了几颗亮星的光谱线偏移，尽管他测出的径向速度比实际差得很远。20年后，德国天文学家赫尔曼·C·沃格尔（Hermann C. Vogel）通过拍摄光谱了解了恒星速度的精确值。19世纪90年代，加州利克天文台的威廉·华莱士·坎贝尔（William Wallace Campbell）及其同事发表了数千颗恒星的视向速度。他们的结论是：银河系中的恒星（包括太阳）正以每小时数十万英里的速度在太空中飞跑。
多普勒效应同样是发现目视无法分辨的双星，即分光双星的重要理论基础。1871年，英国发明家威廉·亨利·福克斯·塔尔波特（William Henry Fox Talbot）预言，双星的轨道运动——包括成员星因距离太近而不能被单独观测到的那些——可以从光谱线的周期性振动显示出来。1887年，哈佛大学天文学家爱德华·C·皮克林（Edward C. Pickering）发现，大熊座开阳双星较亮的那颗子星有时候看起来实际是2颗星。皮克林的同事安东尼娅·C·莫里（Antonia C. Maury）对此作了进一步研究，发现其光谱线以精确的周期发生偏移：先是移向可见光谱的蓝端，然后是移向红端。后来，人们发现开阳双星的暗子星也是分光双星，而其他著名的恒星如北极星、角宿一、五车二、大陵五等等都是分光双星。与测量恒星的视向运动一样，计算双星的轨道也是传统天文学家与天体物理学家兴趣交迭的领域。
19世纪末，天体分光术在太阳系和银河系的范围内都发挥了巨大作用。人们积累下了大批的分光数据，而这些数据每天都在增加。1895年，为处理这些不断涌现的数据，《天体物理学杂志》（The Astrophysical Journal）诞生了。然而分光观测对天体物理学这门年轻的科学产生的影响被不牢靠的理论基础冲淡了。实际上，天体物理学“天体”部分的发展远远超过了“物理”部分。
其中的一个主要障碍是缺乏合适的仪器——特别是大型望远镜。正是尚处幼年期的天体物理学对观测的需求促成了巨型反射望远镜的建造。这些颇具英雄色彩的光线收集管可以将空前多的光子会聚到照相机和摄谱仪上，并且最终促成了天体分光术最为辉煌的胜利：宇宙膨胀的发现。Alan W. Hirshfeld。
编译自Sky& Telescope, Vol. 108, No. 2
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