天體物理學家應用許多物理學學科的概念和方法，包括哪些你知道嗎

天體物理學

是一門應用

物理學

和

化學

的方法和原理研究

天體

和現象的科學。

正如該學科的一位創始人所說，天體物理學

“試圖確定天體的性質，而不是它們在空間中的位置或運動——它們是

什麼，而不是它們在哪裡

。

”

研究物件包括

太陽

、其他

恆星

、

星系

、

太陽系外行星

、

星際介質

和

宇宙微波背景

。

這些物體的輻射在電磁波譜

的所有部分進行檢查，檢查的屬性包括

光度

、

密度

、

溫度

和

化學

成分。由於天體物理學是一門非常廣泛的學科，

天體物理學家

應用許多物理學學科的概念和方法，包括

經典力學

、

電磁學

、

統計力學

、

熱力學

、

量子力學

、

相對論

、

核

和

粒子物理學

，以及

原子和分子物理學

。

理論天體物理學家還研究了太陽系的形成和演化；恆星動力學和演化；星系形成和演化；磁流體力學；宇宙中物質的大規模結構；宇宙射線的起源；廣義相對論、狹義相對論、量子和物理宇宙學，包括弦宇宙學和天體粒子物理學。

天文學是一門古老的科學，與地球物理學的研究長期分離。在

亞里士多德

的世界觀中，天上的物體似乎是不變的

球體

，唯一的運動就是做勻速圓周運動，而地上的世界則是生老病死的領域，

自然

運動是直線運動，當地球運動結束時，它就結束了。移動物體到達

目標

。因此，人們認為天區是由一種與地球上發現的物質完全不同的物質構成的；要麼是

柏拉圖

所維護的

火

，要麼是

亞里士多德

所維護的

以太

。

在 17 世紀，

伽利略

、

笛卡爾

、

和

牛頓

等自然哲學家開始主張，天地區域由相似種類的材料構成，並受制於相同的

自然條件法律

。

他們面臨的挑戰是，尚未發明可用來證明這些斷言的工具。

在

19 世紀的大部分時間裡，天文學研究的重點是測量天體位置和計算天體運動的日常工作。

當威廉·海德·沃拉斯頓 （

William Hyde Wollaston）

和

約瑟夫

·馮·弗勞恩霍夫 （Joseph von Fraunhofer

） 獨立發現，當分解來自太陽的光時，大量的

暗線

（較少的區域或沒有光）在

光譜

中觀察到。

到

1860 年，物理學家

Gustav Kirchhoff

和化學家

Robert Bunsen

證明了

暗線

在太陽光譜中對應於已知氣體光譜中的

亮線

，特定線對應於獨特的

化學元素

。

基爾霍夫推斷，太陽光譜中的暗線是由太陽大氣中的

化學元素

吸收

引起的。

這樣就證明了在太陽和恆星中發現的化學元素在地球上也有發現。

諾曼

·洛克耶 （ Norman Lockyer

）是那些擴充套件太陽和恆星光譜研究的人之一，他在 1868 年檢測到太陽光譜中的輻射線和暗線。與化學家

愛德華弗蘭克蘭

合作研究元素在不同溫度和壓力下的光譜，他無法將太陽光譜中的黃線與任何已知元素聯絡起來。因此，他聲稱這條線代表了一種新元素，被稱為

氦

，以希臘語

Helios

（太陽的化身）命名。

1885 年，

Edward C。 Pickering在

哈佛大學天文臺

開展了一項雄心勃勃的恆星光譜分類計劃，其中由一組

女計算機

組成，其中最著名的是

Williamina Fleming

、

Antonia Maury

和

Annie Jump Cannon

，對記錄在照相底片上的光譜進行分類。到

1890 年，已經編制了一份包含 10，000 多顆恆星的目錄，將它們分為 13 種光譜型別。按照皮克林的設想，到 1924 年，坎農將星

表

擴充套件到九卷，超過

25 萬顆恆星，開發了

哈佛分類方案

，該方案於

1922 年被全世界接受。

1895 年，

George Ellery Hale

和

James E。 Keeler

以及來自歐洲和美國的十位副編輯

創辦了

The Astrophysical Journal： An International Review of Spectroscopy and Astronomical Physics

。

該期刊旨在填補天文學和物理學期刊之間的空白，為發表關於光譜儀天文應用的文章提供一個場所；與天文物理學密切相關的實驗室研究，包括金屬和氣體光譜的波長測定以及輻射和吸收實驗；關於太陽、月亮、行星、彗星、流星和星雲的理論；以及望遠鏡和實驗室的儀器。

1920 年左右，在

赫茲普龍

-羅素圖的發現之後，赫茲普龍圖

仍然被用作恆星分類及其演化的基礎，

阿瑟

·愛丁頓

在他的論文《

恆星

的內部構造》中預見了恆星

核聚變

過程的發現和機制。

當時，恆星能量的來源完全是個謎；愛丁頓正確地推測源是氫

聚

變成氦，根據愛因斯坦方程

E = mc

2釋放出巨大的能量

。 這是一個特別顯著的發展，因為當時還沒有發現聚變和熱核能，甚至還沒有發現恆星主要由

氫

組成（見

金屬丰度

）。

1925 年，Cecilia Helena Payne（後來

的

Cecilia Payne-Gaposchkin ）在

拉德克利夫學院

撰寫了一篇頗具影響力的博士論文，其中她將電離理論應用於恆星大氣，將光譜類別與恆星溫度聯絡起來。

最重要的是，她發現氫和氦是恆星的主要成分。儘管有 Eddington 的建議，但這一發現出乎意料，以至於她的論文讀者說服她在發表前修改結論。然而，後來的研究證實了她的發現。

到

20 世紀末，對天文光譜的研究已經擴充套件到涵蓋從無線電波延伸到光學、X 射線和伽馬波長的波長。

在

21世紀，它進一步擴充套件到包括基於

引力波

的觀測。