彗星的光谱可以分为几类？

彗星的光谱分为哪几种？~

彗星的光谱一般可分为3类：连续光谱、吸收光谱和发射光谱。
(1)连续光谱：在很宽的波长范围内的各波长都有辐射，没有间断没有任何亮的和暗的光谱线。广义地说，任何物体都以电磁波形式发射连续的热辐射，温度越高，辐射越强，并且辐射能量分布的最大，波长越短。温度低时主要发射红外辐射，温度在500℃以上就有越来越强的可见光乃至紫外辐射，它的光谱就是连续光谱。例如，普通钨丝灯就是连续光谱的光源。
(2)吸收光谱：当连续辐射光源的光通过较冷的气体时，就在连续光谱背景上出现某些暗的光谱“吸收线”或光谱“吸收带”，这种光谱叫“吸收光谱”。各种气体都具有特殊的吸收线或吸收带。例如，钨丝灯光通过钠蒸气，在光谱上有明显的两条黄色的暗线。太阳光谱也是吸收光谱，这是因为太阳大气对内部高温辐射的吸收而产生的。
(3)发射光谱：这是由一系列亮的光谱线或光谱带组成的光谱。许多物质在一定条件下，例如，炽热气体、接受外界能量的物质，都发射某些特定波长的辐射，从而产生发射光谱。每种物质的光谱发射线或发射带与它的吸收线或带基本上是相同的，都由该种物质的化学成分决定。例如，钠蒸气发射光谱中两条吸收线与它的吸收光谱中两条黄色吸收线的波长相同。
我们知道，每种原子都是由原子核及绕原子核转动的电子组成。电子轨道不是任意的，而是像体育场看台似的，一层一层的。沿规定轨道转动的电子具有特定的能量，称为“能级”。

彗星光谱的研究可分为3个时期。第一时期是1864年1881年，是用肉眼进行目视光谱观测。1864年8月5日，多纳提第一次观测彗星光谱，发现顿珀尔彗星(1864Ⅱ)有3条亮谱带。1866年1月9日哈根斯在彗星光谱中不仅看到同样3条光谱带，而且还看到暗的连续光谱。这3条亮谱带在以后的彗星光谱中也被看到，根据分子光谱理论和实验，它们是C2分子所产生的。
第二时期是彗星光谱的照相观测。1881年6月24日哈金斯第一次用刚开始使用的照相底片拍摄下1881Ⅲ大彗星的光谱。几天后德雷珀也拍摄了这颗彗星的光谱。结果在光谱紫外区发现了氰(CN)分子亮谱带，还证实了光谱目视测到的暗的连续光谱，实际上就是彗星反射的太阳光谱(有吸收线)。此时期还在1881Ⅲ、1881Ⅳ、1882Ⅰ、1882Ⅱ四颗很接近太阳的彗星光谱中发现了钠的两条黄色亮谱线，这两条谱线相对于实验室的钠谱线有位移，而位移是由于彗星相对地球的运动造成的，这在物理学中称为多普勒效应。如一辆汽车，它接近你时，喇叭的声调听起来会变高，它远离你时，喇叭的音调会变低。彗星相对地球的运动，也改变光谱线的“音调”，造成谱线位移。从谱线位移的大小也可计算出彗星在观测方向的“视向速度”。在188211彗星过近日点时，有人还发现它的光谱中有几条铁的谱线。
第三时期从1902年开始。在1902年10月34日，普吕维内首先使用短焦距强光力的物端棱镜拍摄下1902Ⅲ彗星的光谱。由于不用摄谱仪狭缝，物端棱镜可同时拍下整个彗星的各种单色像及较暗的彗星光谱。发现光谱形态、亮谱带的相对强度随彗星而不同，并且随距太阳的远近有很大变化。例如，彗星快到近日点时，氰(CN)的亮谱带比C2的亮谱带还亮些。还发现彗星的不同部位有不同的分子辐射。例如，彗头有氰和碳分子，而彗尾没有这两种分子但有一氧化碳离子(CO+)和氮分子离子(N2+)。

17世纪初，望远镜已经问世，能观测到了肉眼看不到的暗彗星。望远镜的口径越来越大，更暗的彗星也能看到。牛顿的力学定律及数学的进展，为天体力学奠定了基础，解决了彗星的运动问题。而对彗星的化学成分问题，则是在100多年前才发展起来的。这确是一件很不容易的事情，因为我们并不能把彗星搬到实验室中来。正因为如此，在1842年法国哲学家德曾断言：“无论什么时候，在任何条件下，我们不能够研究出天体的化学成分来”。但还没过20年，光谱分析的发现，使得天体化学成分的问题得到了解决。这说明对任何事物的认识只是早晚的问题，并不存在绝对不可认识的事物。

早在17世纪中叶，包括牛顿在内的一些人已作过太阳光经过棱镜后分解为红、橙、黄、绿、青、蓝、紫彩色光带的实验，这七色光带就叫做光谱。到了1814年，德国的夫琅和费制成了第一架分光镜，发现了太阳光谱中有一些暗的光谱线。到1859年，基尔霍夫把太阳光谱与实验室中的各种化学元素的光谱加以比较，证认出了太阳的化学元素。从此，光谱分析才有了实用价值，在科学研究中大放异彩。同时，照相术和光度测量方法也相继产生，于是开始了对天体的化学和物理性质的研究。本世纪以来，随着电子技术和空间技术的发展，对天体(包括彗星)的物理化学性质的研究已从可见光扩展到紫外、红外及射电的“全波段”以及彗星尘的取样分析，使对彗星的认识逐步深入，彗星之谜正逐步揭开。

先简略地谈一下彗星光谱的观测方法。最简便的方法是在望远镜的物镜前加一个棱镜，当望远镜对准彗星时，在物镜的焦面上就可呈现出彗星光谱。这时把照相底片放在物镜的焦面上，拍摄下来的就是彗星光谱。这种仪器装置称为“物端棱镜”。更好的方法是用天体摄谱仪。除了望远镜外，摄谱仪由3部分组成：(1)准直管，包括人射狭缝和准直镜，当望远镜物镜把彗星的像对准在入射狭缝上，通过狭缝的一部分彗星光被准直镜变为平行光；(2)色散系统(棱镜或起同样作用的光栅)把准直镜过来的平行光(混合光)分解为各种波长的平行光；(3)照相机，包括照相物镜和底片盒，照相物镜把色散系统分解的各波长的平行光会聚成像到底片上，于是在底片上就可拍摄出彗星光谱来。另外，还可以把比较光源(例如铁的电弧)的光引入摄谱仪，在彗星光谱两侧拍摄下比较光谱，作为测量光谱线波长的依据。

光谱一般可分为3类：连续光谱、吸收光谱和发射光谱。

(1)连续光谱：在很宽的波长范围内的各波长都有辐射，没有间断没有任何亮的和暗的光谱线。广义地说，任何物体都以电磁波形式发射连续的热辐射，温度越高，辐射越强，并且辐射能量分布的最大，波长越短。温度低时主要发射红外辐射，温度在500℃以上就有越来越强的可见光乃至紫外辐射，它的光谱就是连续光谱。例如，普通钨丝灯就是连续光谱的光源。

(2)吸收光谱：当连续辐射光源的光通过较冷的气体时，就在连续光谱背景上出现某些暗的光谱“吸收线”或光谱“吸收带”，这种光谱叫“吸收光谱”。各种气体都具有特殊的吸收线或吸收带。例如，钨丝灯光通过钠蒸气，在光谱上有明显的两条黄色的暗线。太阳光谱也是吸收光谱，这是因为太阳大气对内部高温辐射的吸收而产生的。

(3)发射光谱：这是由一系列亮的光谱线或光谱带组成的光谱。许多物质在一定条件下，例如，炽热气体、接受外界能量的物质，都发射某些特定波长的辐射，从而产生发射光谱。每种物质的光谱发射线或发射带与它的吸收线或带基本上是相同的，都由该种物质的化学成分决定。例如，钠蒸气发射光谱中两条吸收线与它的吸收光谱中两条黄色吸收线的波长相同。

我们知道，每种原子都是由原子核及绕原子核转动的电子组成。电子轨道不是任意的，而是像体育场看台似的，一层一层的。沿规定轨道转动的电子具有特定的能量，称为“能级”。大多电子一般在低能级轨道上，当原子气体受连续光谱光源照射时，低能级电子获得(吸收)能量，便被激发而跃迁到较高的能级，吸收跃迁所需能量与波长成反比，于是光谱中就出现相应吸收线。相反地，受激发的电子从高能级跃迁到低能级，就以相应的波长放出能量，在光谱中出现发射线。电子的跃迁，不是在任何能级间都可进行的，只能在符合量子力学选择条件的能级间进行，因而光谱中发射线和吸收线都按一定系列分布，称为“光谱线系”。例如，氢原子光谱在可见区有巴尔末线系，包括波长6562.8埃、4861.3埃、4340.5埃、4101.7埃、3989埃等潜线，在远紫外区有莱曼线系，最强的是莱曼α(Lα)线，波长为1215.7埃。如果电子吸收的能量足够大，就会摆脱原子核对它的束缚，成为自由电子。自由电子很容易被原子核俘获，又回到束缚状态。由于自由电子的能量可连续地取任何值，所以许多电子回到束缚状态的总效果是可以发射各种波长的辐射，即产生连续光谱。

分子光谱一般要比原子光谱复杂。一个分子是多核组成的，它的总能量可以看作是由于电子运动、转动运动和振动运动的能量的迭加。分子运动状态的改变也遵守量子化条件。但是，由于分子能级的复杂化，结果导致分子光谱是由一系列靠得很近的谱线组成的光谱带。

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