第一章 为何研究恒星大气？#
天体物理学的核心目标之一，是运用物理理论来模拟天体中的物理状态。 如今的天体物理学家原则上需要熟悉几乎整个物理学领域：粒子物理与核物理；量子力学与原子/分子物理；经典电动力学、量子电动力学与等离子体物理；流体力学与磁流体力学；经典引力力学、狭义相对论以及广义相对论。 本书的目标则要谦逊得多：(1) 提供建立“足够真实”的恒星大气模型所需的物理与数学工具，以便精确拟合恒星的观测光谱；(2) 说明如何利用这些工具，对恒星外层的物理结构和化学组成进行可靠的定量光谱分析。 要实现这一目标，必须正确地处理两大问题：谱线与连续谱形成的物理机制，以及辐射的输运过程。
如今，极其快速的计算机已能够求解描述宇宙天体的复杂非线性方程组。 此外，我们现已能观测到从射电一直到伽马射线的几乎整个电磁波谱。 这些观测数据为我们建立理论框架并加以解释提供了坚实基础。 我们甚至可以说，当代的宇宙图景的演化速度和深度，就像伽利略与牛顿生活在同一个时代并一起工作的情形一般激动人心，。
但是，鉴于天体物理学学生所面临的课程负担如此繁重，人们或许会问： “为什么要花时间研究恒星的外层？这项工作难道只是一个与天体物理学其他部分无关的‘小作坊产业’吗？” 大约 50 年前，E. Salpeter 就曾尖锐地向我们中的一位（D.M.）提出过这样的问题： “为什么世上会有人想研究恒星大气？它们只包含恒星质量的约\(10^{-10}\)。显然，这么微不足道的一小部分质量不可能影响恒星的整体结构和演化！” 他的疑问是合理的，也确实值得我们去回答。
1.1 历史概要#
我们应该将 Salpeter 的问题置于他本人在恒星结构、恒星演化与核合成方面开创性工作的背景下来考量。 与那些研究相比，当时的恒星大气理论尚未取得显著成果，也还没有牢固的理论基础。 为提供一些背景，我们在下文概述了若干里程碑式的发展：当今观测技术的演进、天体物理辐射传输理论与定量光谱学、以及恒星演化理论。 其他作者无疑会选择与我们在此处所选不同的主题。
1.1.1 仪器设备#
在20世纪初，最强大的望远镜是长焦折射望远镜，其中最大的为叶凯士天文台（Yerkes Observatory）在 G. E. Hale 主导下建造的 40 英寸口径望远镜。 这些望远镜用于目视观测双星的轨道（为确定恒星质量提供数据）、用摄影方法观测视向速度（恒星相对于太阳沿视线方向的速度分量）和自行（即与视线垂直、与太阳的相对速度成比例的运动）、以及恒星视差（用于测定恒星到太阳的距离）。
在 Hale 离开叶凯士创办威尔逊山天文台（Mt. Wilson Observatory）之后，他主持建造了位于威尔逊山的 60 英寸和 100 英寸反射望远镜，以及位于帕洛马山（Palomar Mountain）的 200 英寸反射望远镜和 48 英寸广角施密特相机。 随着这些新设备口径的增大，我们能够观测到更暗弱的天体。 这些大型反射望远镜的仪器设备代表了当时可用技术的前沿水平。 例如，它们的光谱仪配备了用位于帕萨迪纳（Pasadena）天文台总部的干涉仪控制的光栅刻线机制作的大型闪耀光栅。 这些光栅在效率和分辨率上都优于以往任何产品，并且极少出现鬼像（ghosts）。 但直到20世纪50年代为止，天文望远镜除了跟踪恒星在天空表面视运动的驱动装置之外，几乎没有其他自动化设备。 大约在1950年之后，物理实验室中成熟的电子测量与控制技术才开始进入天文学家的山顶要塞。
在过去二三十年里，观测天体物理取得了前所未有的进展。 我们如今拥有口径达数米的望远镜，配备可调节光学面形的薄镜面，以尽量减小地球大气湍流的影响，并借助高速计算机对挠曲及其他瞬态缺陷进行实时校正。 不久之后，图像将有望被复原到接近望远镜的衍射极限。 借助这类仪器，我们能够观测到以往无法触及的暗弱目标。 远红外、紫外、X 射线和伽马射线等谱段如今也都可以通过空间望远镜进行观测。
现今的 echelle 光谱仪能够同时在多个级次获取高分辨率光谱。 摄影底片已被 CCD（电荷耦合器件）所取代，后者具有极高的光探测效率和线性响应，便于对恒星图像、扩展天体以及 echelle 谱图进行精确的标定与测量。 我们现在可以通过这些设备获得极其暗弱天体的高信噪比光谱。
在射电波段，为“甚大天线阵列”（VLA）和“甚长基线干涉测量”（VLBI）发展出的干涉技术取得了极其精细的图像，显示许多星系的中心存在超大质量黑洞，它们喷射出以相对论速度向外奔流的巨大物质喷流。 这些数据暗示着一种星系际介质的存在及其持续的演化，而新的星系正由此形成。 简言之，如今我们不仅能够观测，而且可以开始建立模型来研究几年前还完全未知的现象。
1.1.2 天文观测#
在20世纪初，天体物理中最重要的两项观测活动是光度测量和光谱分类。 人们竭力为恒星建立精确的光度亮度标尺[1]，但由于摄影乳剂对曝光的非线性响应而受阻。 一直到20世纪40年代，恒星的视亮度测量精度都难以优于10%，且往往只能达到20%–30%。 在不同波段测得的亮度可用于估算恒星的颜色，后者提供了对其光谱中光能分布的低分辨率度量。
20世纪50年代初光电倍增管的出现，为天文学家提供了灵敏度极高且线性、精确度达1%的接收器，彻底改变了恒星光度学。 借助这些设备，人们建立了标准的光度系统，并将其用于对恒星性质的深入分析（见 §2.4–§2.6）。 到20世纪60年代中期，经由具有已知能量分布的标准源进行标定的光电光谱光度计，光谱光度学建立在了绝对能量标度之上（见 §2.3）。 如今，对恒星连续谱的光谱光度测量可以与考虑成千上万条谱线效应的、物理上更为逼真的理论模型大气的结果高度一致。 利用包含成千上万个探测单元的CCD阵列，人们能够在广阔的天空视场中同时测量大量恒星的视亮度。
恒星光谱学的发展状况要更好一些。 20世纪初，人们发现恒星光谱可以排列成一个与恒星有效温度[2]密切相关的序列。 这一分类方案很快又辅以其他判据，这些判据基于与恒星大气平均密度相关的细微效应。 这些现象可以借助统计力学方面的理论工作来解释[344]。 1914年，E. Hertzsprung 和 H. Russell [488, 915] 显示：在赫罗图（Hertzsprung–Russell 图，或 HR 图）上，恒星按其光度与有效温度的关系分布在若干确定的序列上排布。 这一发现对恒星结构与演化理论的发展产生了深远影响。
对恒星光谱的测量在20世纪初由对“谱线强度”的肉眼估计，发展到20世纪30年代对谱线轮廓和等效宽度的摄影测量。 与确定恒星星等所需的绝对光度测量相反，这些测量只需要相对光度学，即将谱线中若干波长处的光强与局部连续谱进行比较；因此，其结果更加精确。 如今，借助诸如CCD等线性接收器，人们可以在大范围波长上同时进行极其精确的测量。
1944 年，W. Baade [73, 74]（参见尤为出色的综述 [938]）作出了一个开创性发现：银河系中存在两类恒星族群；它们的性质由银河系的形成与随后演化所决定，并为这些过程提供信息。 他的工作整合了我们关于星系恒星成分的观测图景，并为恒星演化理论提供了关键指导。 他发现，两类恒星在赫罗图（HR 图）上的分布截然不同。第一星族与第二星族恒星的 HR 图分别见图 2.6 和图 2.7。
在我们的银河系中，第一星族（Population I）的典型成员包括：
银河系星团（疏散星团，包含约 10²—10³ 颗恒星），其中又包括：
主序带从质量大、温度高、极高光度的蓝色主序星一直延伸到较冷、质量更小、光度低得多的红矮星（见表 2.4）；
年轻星团中的高光度、低温的红色超巨星；
年老星团中的次巨星与红巨星；
造父型脉动变星；
星际介质。
这些天体位于银河系盘的中心平面附近。在其他旋涡星系中，它们分布在由暗尘带勾勒的明亮旋臂中。