多普勒效应（多普勒效应及其成因）

　　把太阳光进行色散处理之后会得到下面这张图片
　　这是太阳的光谱图，如果仔细地观察，我们可以看到，在这个光谱图中存在着数量众多的暗色条纹，这个暗色条纹，我们称其为夫朗禾费线。这个是19世纪时的一次伟大发现，也正是因为这个发现，才有了我们现在了解的宇宙大爆炸理论、磁星、黑洞以及寻找系外行星的种种研究。
　　大家好，我是腾宝，这期呢，我们就来谈谈夫朗禾费线。
　　我们知道，太阳光在经过三棱镜之后，会分散成颜色不同的光，就像彩虹那样，这个称为光的色散，而色散之后得到各个颜色的光，则称为光谱！这个是牛顿在17世纪时首次发现。
　　在牛顿发现太阳光可进行色散处理的100多年之后！
　　1802年，一个名叫沃拉斯顿的科学家。对牛顿的实验进行了改进，这个改进使得色散之后光谱的精度得到了增加，能看清以前无法看清的细节。通过改进沃拉斯顿首次发现，太阳的光谱并不是连续的，它存在暗色的条纹，暗色条纹把不同颜色的光都间隔了开来
　　所以当时沃拉斯顿是认为，暗色条纹应该是不同颜色的分界线，它并没有值得研究的地方，虽然猜测有误，但这个发现，却是暗色条纹的首次现世。
　　在1817年，夫朗禾费，设计了首款光谱仪，通过光谱仪他发现，太阳光谱中的暗线多达576条之多，并且这些暗线的宽窄和位置各不相同，所以这暗示着，这些暗色条纹绝不是颜色分界线那么简单。
　　纪念夫朗禾费出的邮票
　　但至于这些暗色条纹到底隐藏着什么，夫朗禾费并不清楚。虽然不知道它是什么，但夫朗禾费也做了一项了不起的工作，他对发现的570多条暗线，一一测量了其对应的波长，并做下标记。而这一工作，为之后解开暗线之谜，打下了坚实的基础，所以当后人们了解了暗线之谜之后呢，为了纪念他，便把这些暗色条纹，称为夫朗禾费线！
　　而暗线之谜的解开，是1859年德国物理学家基尔霍夫和化学家本生的一次发现。
　　基尔霍夫和本生
　　我们知道，燃烧不同的元素会有不同颜色的光，比如钠元素的焰色为金黄色，铜是绿色。
　　焰色反应
　　而基尔霍夫和本生通过光谱仪，将这些元素发出的光进行了色散，得到了其光谱。他们发现，元素发出的光在光谱中的呈现，是一条条明亮的亮色条纹，而每种元素都具有特定的亮线，比如钠元素的光谱，就是具有这样黄色的双条纹特征。
　　那么反过来，是不是我们就可以通过这样的光谱推测其是为什么元素？
　　答案是，肯定的！
　　通过元素的发射光谱，我们就可确定其是什么元素！
　　氢的发射光谱
　　那这和暗线有什么关系呢？
　　1859年，基尔霍夫和本生用一种名叫本生灯的仪器，照出了暗线背后的秘密。
　　本生灯的光源是石灰光，这种光源具有连续的光谱，但当基尔霍夫和本生让这种光源穿过具有不同元素的气体时，他们却发现，本来连续的光谱上，竟然出现了暗色相间的条纹，并且这些暗色条纹出现的位置以及它们的宽窄，都与之前燃烧元素时的亮色条纹一一对应。
　　发射线和吸收线
　　也就是说，暗色条纹和亮色条纹，应该都是元素所致，暗色条纹为元素吸收线，亮色条纹为发射线。随即，基尔霍夫和本生立马和之前夫朗禾费测量的太阳光谱中的暗线进行了对比，果然这些暗线都能和已知元素的发射线相对应！自此，暗线之谜便被解开！光谱分析，也便成了现如今我们探索宇宙的秘密武器！
　　那通过夫朗禾费线，我们到底能知道什么呢？
　　就像前面我们所说，对遥远的天体进行色散处理，我们会得到一个充满暗色条纹的光谱，因为暗色条纹是元素的吸收线，所以通过吸收线，我们就可以推测一个天体的元素组成，这是其一！
　　再一个，就是根据光谱，我们可以判断一道光，是否发生红移和蓝移。
　　前面我们曾说过，元素的吸收线在光谱中的位置都是固定的，但这个是在一般情况，当光的波长存在变化时，元素吸收线在光谱中的位置，也会随即发生变化。
　　比如若是天体存在多普勒效应，多普勒效应描述的是，波源相对于观测者的运动变化而造成波长变化的一种现象，当波源远离观测者时，其波长会被拉长，反之其波长会被压缩！那么波长变长，表现在光中，就是变红，而在其上的光谱吸收线呢，则看着是往红波段移动了，这个就是红移，反之，则是蓝移。
　　那么通过光谱的红移和蓝移，我们就可推测出一个天体相对于我们的运动状态。
　　在1927年时，哈勃就曾根据光谱的红移和蓝移，确定大部分星系都是在远离我们的事实，进而得出宇宙膨胀的看法。
　　那，通过分析光谱的红移和蓝移呢，我们还可以用来寻找系外行星！
　　现在寻找系外行星的方法主要有两种，一种是凌日观测法，一种则是径向速度法。
　　其中径向速度法，就是根据光谱的红移和蓝移。当一个恒星的周围存在行星时，因为行星的引力也会给恒星带来干扰，使其出现摆动现象，那么在我们视线方向上，就会出现一前一后这样周期的变化，那表现在光谱中，就是有规律的红移和蓝移。根据这个我们就可以推测出，恒星周围是否存在行星以及它的公转周期等等。
　　通过光谱，我们还可以推算遥远天体的磁场。
　　1896年，物理学家塞曼曾发现，把光源设立在强磁场下，元素的吸收线会发生分裂现象，磁场越强，谱线分裂的间距则更大，我们称这种现象为塞曼效应，那么通过塞曼效应，我们就可推测一个天体的磁场强度。
　　塞曼效应
　　总之呢，虽然现在我们无法离开太阳系，但通过我们人类的智慧以及在先辈们一代又一代的努力下，通过观测光谱，我们打开了一扇窥探宇宙的大门。
　　好了，那本期就到这里了，我是腾宝，一个热爱天文的科普创作者，还希望大家多多关注与支持，我们下期再见，谢谢大家！