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恒星如此遥远，我们怎样测量其组成成分和比例？

地球上天然存在的元素约有 90 种，它们原子核内的质子数量决定着元素的种类。那恒星离我们如此遥远，我们是如何知道组成恒星的元素种类？及其比例的？说来都有点让人难以相信，在仅仅一百年前，人类还不知道太阳和众多恒星是由哪些元素构成的。
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元素的发射和吸收线，以及太阳光谱对于这个问题，最流行的一种假说是：构成太阳和众多恒星的元素种类与构成地球的元素是一样的，而且各种元素之间的比例也与地球上大体相同。这个观点虽然有缺陷，但很容易理解，并且无悖关于原子的物理常识和化学常识。
元素周期表（当时已被广泛掌握）中的每种元素，无论是在发射谱中还是在吸收谱中，都有专属于自己的特点。当中性原子受热时，其电子就会跃迁到较高的能级；当电子落回较低的能级时，原子就会发射出具有特定波长的光子。
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基于每种原子核的质子数与中子数搭配，以及绕着这种原子核运转的电子所获得的物理性质，每种元素都对应着一种代表它自己的发射光谱。但是，如果原子在一些特定情况下被加热（例如被具有多种光谱的光源加热），它也会吸收一些具有特定波长的能量，这就形成了它的吸收光谱。
像太阳这样的天体，恐怕是具有多种光谱的光源最典型例子。所以，只要把太阳光按照不同波长分散开来，形成太阳光谱，就可以通过观察其中的吸收线来确定太阳的外层气体中都有哪些元素。
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将天体的光按不同波长分拆开来的技术叫光谱术，用光谱进行科研的学问就是光谱学。当我们分析太阳的光谱时，不出所料的是，由其中的吸收线代表的那些元素，与我们在地球上能找到的元素都是一致的。
在了解恒星的内在机制之前，人们已经可以观测恒星光谱中的吸收线，并依其相对强度特征为恒星分类了。一开始，恒星被按照氢的谱线的强度分类，这种分法也叫“塞齐”（Secchi）分类。后来，金属谱线、彼此相关的吸收线组、碳元素谱线、发射谱线等因素逐渐都被纳入分类标准，最终让分类体系颇为复杂、细碎，使用的字母名称从A一直到Q。
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由于类型太多，后来人们又将其整理归并为七个大类A、B、F、G、K、M、O，并且按照颜色从蓝到红的顺序重新排列，习惯写为 O、B、A、F、G、K、M。这一分类法被沿用至今。
【 恒星如此遥远，我们怎样测量其组成成分和比例？】但恒星为什么呈现出这些类别呢？这个问题直到 1925年我们才搞清楚，而这离不开塞西莉娅·佩恩（Cecilia Payne）的博士学位论文。她的同代人奥托·斯特鲁维(Otto Struve）曾经这样称赞她的成就：“毫无疑问，历史上那些最伟大的博士论文都出自天文学专业。”
恒星的温度（颜色），决定离子化程度太阳的吸收线特征为何是这个样子？我们知道恒星光谱吸收线与恒星颜色之同存在相关性，而佩恩的博士论文为我们揭示了这种相关性背后的一个原因：恒星内部的温度。
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须知，能量是决定原子处于哪种电离状态的唯一因素，这意味着如果将一个原子置于不同的温度环境中，就可能使它处于不同的电离程度上，从而呈現出不同的吸收线特征。当我们改变环境温度时，吸收线的格局和强度也会相应发生变化，而若温度持续增加，则原有的吸收线最终都会消失并被其他谱线取代。你应该还记得，原子吸收现象的存在，是因为电子吸收了光子之后跃入更高的能级；所以如果电子的状态并不符合吸收光子的条件（亦即原子本身拥有的能量过多或过少），跃迁就不会发生，也就不会出现吸收线。
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事实上，在极端高温的情况下，原子就会全部电离，那时它是完全不能制造吸收线的！我们在不同颜色的恒星的光谱中，就可以看到不同的谱线特征各自或隐或现。
而这就意味着：我们可以通过测量恒星的颜色及其原子的相对电离程度，去掌握恒星内在的温度信息。这等于是说，不同的光谱类型对应着不同的温度范围。由此，我们可以将上述七个恒星大类继续细化，将每大类内部用数字0-9分为小类，0表示该类内部相对最热的，9 表示该类内部相对最冷的。当我们知道了恒星的温度，并掌握了其光谱之后，就可以迈出期待已久的一大步，去准确地理解恒星的成分了。

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