我们是怎么知道太阳的组成成分的？

　　不像太阳系中的行星和卫星，恒星（比如太阳）的高温使得航天器无法到达。在无法使用探测卫星、探测车和宇航员进行研究的情况下，我们是如何认识太阳的呢？答案就是依靠它发出的光线。我们知道，恒星的色彩与温度有关（Ribeiro，2015），那我们怎样知道恒星由什么物质组成的呢？答案同样是恒星的光，更准确地说，是恒星的光谱。

　　2015年6月，在伦敦举办的科学表演节（Science on Stage Festival）上，我们在一次讨论中诞生了研究恒星化学组成成分的活动设计想法。这个结合动手做和教学的活动设计可以让15～18岁的学生探索不同的光谱，让他们明白如何用光谱鉴定灯光中的化学元素，更重要的是，它可以让我们更加深刻地认识离我们最近的恒星——太阳。

　　光谱

　　1666年，艾萨克·牛顿（Isaac Newton）做了一个著名的实验。他用棱镜将光分为多种颜色，而这些颜色混合在一起就可以产生白光。这个实验揭示了光并非像前人所想的一样起源于水晶，而是源于太阳光中的不同成分（或者说波长）。他创造了一个词“光谱”，用来描述彩虹中的色彩。由此，他开创了光谱学的研究。

　　图片提供：Wing-Chi Poon；来源：维基共享

　　对于牛顿来说，太阳的光谱是连续的，色彩之间并没有间隔。但到了1814年，约瑟夫·冯·夫琅和费（Joseph von Fraunhofer）发现，当光线充分通过狭缝扩散时，光谱中就会出现一些暗线，现在我们把它称之为夫琅和费线（图1）。45年后，古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）和罗伯特·本生（Robert Bunsen）的研究得出，这些暗线对于确定太阳的成分组成至关重要。

　　图1：夫琅和费为连续光谱中每一条暗线分配字母，我们现在称之为夫琅和费线。可见光谱中波长以纳米（nm）表示

　　公有领域图片；图片来源：维基共享

　　1860年，基尔霍夫和本生研究了一种不同的光谱。他们不再观察在明亮背景中的暗线，而是加热本生灯中气体的元素，观察它在黑暗背景中发射出的亮线。图2是钠的发射谱线，它可以由灼烧氯化钠（NaCl）或通过低压钠灯（比如路灯）照射得到。

　　本生和基尔霍夫得到一个结论，通过发射谱线可以鉴定化学元素。用这个方法，他们在2年内发现了铯和铷这两种元素。

　　基尔霍夫继续这项研究，他发现发射谱线与几个夫琅和费线相重合。比如说，钠光谱中的亮黄色线刚好和太阳光谱中黄色区域的暗线位置相同，夫琅和费把它命名为“D”。

　　图2：低压钠灯的光谱

　　公有领域；图片来源：维基共享

　　这些早期的实验揭示了3种光谱的主要类型：连续光谱、吸收光谱和发射光谱。第1种显示全部波长；第2种只包含某些波长的光；第3种显示空隙或者明亮背景下的暗线。基尔霍夫总结了光谱形成的3条定律。

　　（1）灼热的固体、液体或气体在高压下会发出连续光谱。

　　（2）当连续光谱经过低温低密度的气体时，会出现吸收光谱。

　　（3）低压中的高温气体会产生发射光谱。

　　基尔霍夫光谱三定律图示：A：连续光谱；B：发射光谱；C：吸收光谱；D：高温气体；E：低温气体；F：热源

　　公有领域图片；图片来源：维基共享

　　基尔霍夫不仅发现了化学元素在发射和吸收光谱中具有相同位置谱线的特征，还发现了太阳中含有钠元素。所以，想知道太阳及其他恒星的元素组成，我们只需要比较已知元素光谱和恒星光谱的特征就可以得到。