Glossary term: 光譜
Description: 光穿過水滴，光線將分成紫色、藍色、綠色到黃色、橙色和紅色的基本顏色，這就形成了彩虹。每種顏色對應一個波長範圍，彩虹的顏色是按照從紫到紅的波長遞增順序排列的。這種按波長分解的光（或更一般的說法，電磁輻射）被稱為光譜。
電磁輻射是由被稱為“光子”的光粒子混合而成的。光譜相當於按能量對光子進行分類，並記錄每個特定能量範圍內有多少光子。根據量子力學的基本定律，這等同於按頻率對光進行分類——這是描述光譜的另一種方式。
如果能量隨波長（或光子能量，或頻率）的變化平滑變化，則稱為連續光譜。與此相反，光譜中某些波長處的尖銳凹陷或峰值分別稱為吸收線和發射線。這些線是由於原子或分子（甚至原子核）內部不同能級之間的躍遷而產生的，它們會吸收或發射特定波長的輻射。例如，在可見光中，恆星會顯示出帶有吸收線的連續光譜。這些吸收線包含恆星化學成分的信息。對光譜的分析稱為光譜學；能夠記錄光譜的儀器稱為光譜儀、分光計或攝譜儀。
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彩虹的24小時
Caption: 這幅全景圖是在意大利裡窩那用智能手機拍攝的，展示了在2021年12月的三個不同日期分別捕捉到的一系列鮮豔彩虹。彩虹是懸浮在空中的水滴折射陽光所形成的，通常在降雨後或霧氣彌漫時出現。水滴就像稜鏡一樣，將陽光分解（折射）成各種顏色。不同波長的光被折射的程度不同，這就是我們看到這樣的顏色層次的原因。攝影師巧妙地合併了不同日期拍攝的最引人注目的照片，以突出這些彩虹的不同大小和光彩。由於每道彩虹出現時太陽在天空中的位置不同，因此彩虹的中心位置也不同。這張合成照片完美地捕捉到了彩虹瞬息萬變卻又令人著迷的魅力，展示了彩虹受大氣條件變化的影響而瞬間出現又逐漸消散的過程。
Credit: Fabrizio Guasconi/IAU OAE (CC BY 4.0)
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一顆 O 型恒星的光譜
Caption: O 型恒星 HD 235673 的光譜，X 軸為波長（納米），Y 軸為通量。圖的上半部分顯示瞭相同的光譜，但高通量的波長為亮斑，低通量的波長為暗斑。400 納米到 700 納米之間的綫條顔色與人眼看到的該波長光的顔色基本一緻。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，這兩條綫的顔色分彆為藍色和紅色。
黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現大相徑庭的光譜綫。對於 O 型恒星來說，最重要的特徵是由電離氦引起的少量譜綫。O 型恒星中的這些譜綫比冷態恒星中的譜綫更強。氦原子和氫原子的譜綫也齣現在光譜中。光譜的藍色端比紅色端有更多的通量。
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
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一顆 B 型恒星的光譜
Caption: B 型恒星 HD 258982 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。波長低於 400 納米和高於 700 納米時，人眼幾乎看不到光，光譜綫的顔色分彆為藍色和紅色。
黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現大相徑庭的光譜綫。對於 B 型恒星來說，最重要的譜綫是由氦原子産生的。這些譜綫在 B 型恒星中最強，在較熱和較冷的類型中較弱。氫原子産生的譜綫也存在，但不如在較冷的 A 型恒星中那麼強。
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A 型恒星的光譜
Caption: A 型恒星 BD-11 1212 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色與人眼看到的該波長光綫的顔色大緻對應。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，光譜綫分彆被染成藍色和紅色。
黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。來自氫原子的光譜綫在 A 型恒星的光譜中占主導地位，並且在這種光譜類型中最強。
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一顆 F 型恒星的光譜
Caption: F 型恒星 2MASS J22243289+4937443 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。波長低於 400 納米和高於 700 納米時，人眼幾乎看不到光，這兩條光譜綫分彆被染成藍色和紅色。
黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。在 A 型恒星中最強的氫原子譜綫在 F 型恒星中仍然相對較強，但金屬（尤其是電離鈣）譜綫在這一光譜類型開始變得較強。
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一顆 G 型恒星的光譜
Caption: G 型恒星 UCAC4 700-069569 的光譜。波長在 400 納米到 700 納米之間的光譜綫的顔色大緻與人眼看到的該波長光綫的顔色一緻。在 400 納米以下和 700 納米以上，人眼幾乎看不到光，光譜綫分彆被染成藍色和紅色。
黑綫錶示恒星大氣中不同元素的原子和離子造成的光譜吸收綫。這些原子和離子會吸收特定波長的光，從而在光譜中形成尖銳的暗綫。這些綫條的強度取決於恒星大氣層的溫度。如果兩顆恒星的大氣層溫度不同，那麼由相同元素混閤而成的兩顆恒星的光譜中可能會齣現截然不同的光譜綫。在 G 型恒星中，氫原子的光譜綫比 F 型恒星弱，而電離鈣的光譜綫則比 F 型恒星強。鐵、鈉和鈣等金屬原子的譜綫也開始變得突齣。
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