的崛起天体物理学

1835年，法国人实证主义哲学家奥古斯特孔德列举了该化学成分的组成星星作为一个可能永远被隐藏的知识的例子。然而，孔德却不知其发展光谱学已经揭示了作文使真正的天体物理学得以出现。1802年英国医生威廉·海德·沃拉斯顿看到几条黑色的缝隙或线条太阳的光谱，并推测这些可能是颜色之间的自然界限。太阳光谱中的暗线在1814年左右在慕尼黑被重新发现弗劳恩霍夫他对其中约500种进行了分类。夫琅和费注意到，太阳光谱中黄色部分的暗D线与蜡烛火焰光谱中众所周知的亮线相匹配。夫琅和费也证明了这一点光从金星显示相同的结构阳光他在一些明亮恒星的光谱中观察到暗线。

1849年，一位法国物理学家迈出了关键一步珍福柯，他在灯光下看到了明亮的橙色线条发出由一个碳弧也可以被观察到作为黑暗的吸收线在阳光通过周围的气体弧．因此,一个气体能被刺激发出特定颜色的细胞也会优先吸收同一种颜色。1859年德国化学家罗伯特·威廉·本生和物理学家古斯塔夫·罗伯特·基尔霍夫展示了如何将谱线与特定的化学元素联系起来。通过分析太阳光谱中的暗线，基尔霍夫得出结论铁，钙，镁，钠，镍,铬出现在太阳上。1868年英国天文学家约瑟夫·诺曼·洛克耶标识了一条橙色的线日珥没有任何已知元素对应的光谱，所以他认为它变成了一个新的元素，他称之为氦(在赫利俄斯是太阳和太阳神的希腊名字)。直到1895年，一位苏格兰化学家才在地球上分离出氦威廉-拉姆塞．

19世纪60年代意大利天体物理学家安吉洛西奇描述了大约4000颗恒星的光谱，并将它们分为四类。一颗恒星的光谱是连续的，所有的颜色都有，尽管根据恒星的光谱不同，它可能在某个部分更亮温度恒星的。(越冷的恒星越红。)通常情况下，连续光谱也覆盖了许多暗吸收线。西奇的分类方案是根据恒星的整体颜色，吸收线的数量和种类，以及光谱的其他特征。这项工作是在照相技术应用于光谱学之前进行的，既缓慢又乏味。

同样是19世纪60年代的英国天文学家威廉·哈金斯观察到光谱一片明亮星云发现它只由明亮的发射线组成。因此，这是一个发光的气体一种真正的星云。哈金斯继续观测了大约70个星云。他发现星云由两大类组成。大约三分之一是气态的，大约三分之二显示出未分解恒星的连续光谱。

下一代光谱学的一个主要中心是哈佛大学天文台，在美国天文学家的指导下爱德华·查尔斯·皮克林．通过放一个棱镜在物镜的前面有一个望远镜在美国，他的团队能够同时拍摄到许多恒星的光谱。由此产生的亨利·德雷柏目录(命名是为了表彰德雷珀的遗孀为该项目提供的财政支持)出现在1918年至1924年间的九卷中，包含超过225,000个光谱。这项工作的关键是一个新的stellar-classification这个由美国天文学家改进的公式(至今仍在使用，例如太阳是g型恒星)安妮跳大炮他于1895年加入皮克林的团队。

在19世纪中期，有相当多的争端关于现实和本质的多普勒效应．1842年，奥地利物理学家提出了从移动光源接收到的光频率的变化基督教多普勒他(错误地)认为用这种方法他可以解释颜色双星．证明了多普勒效应声音荷兰物理学家Christophorus Henricus Didericus Buys-Ballot在1845年把音乐家放在行驶的火车上。1868年，哈金斯测量到F线在地球磁场中的位置发生了微小的移动氢频谱小天狼星，这被解释为是由恒星相对于的径向运动引起的地球．19世纪70年代，一位德国天文学家有力地证实了光的多普勒效应赫尔曼·卡尔·沃格尔他测量了旋转太阳东侧和西侧之间的光谱漂移。在19世纪80年代，沃格尔和德国天文学家朱利叶斯·沙因纳开始用摄影光谱测量恒星的径向速度。光谱类型和径向速度的制表很快成为恒星编目的标准部分。

恒星光谱的编目为新的发现开辟了道路，因为恒星的光谱类型很快就变得清晰起来明星和明星有关系吗内在亮度。然而，由于恒星离得越远看起来就越暗，因此其固有亮度(或绝对亮度)就越低级)一颗恒星的大小是不可能知道的，除非人们首先有办法确定它的距离。美国天文学家亨利·诺里斯·罗素1913年，他发表了一张将绝对星等与光谱类型相关联的散点图，只使用了他认为距离已经确定的恒星。稍早一点，德国天文学家汉斯·罗森伯格和丹麦天文学家Ejnar Hertzsprung绘制了类似的图表，只使用单个恒星集群，或昴宿星团或者是毕星团．(明星在一个单一集群都在大致相同的距离上地球，所以它们的视星等可以代替它们的绝对星等。)得到的散点图被称为赫茨普林斯-罗素(H-R)图．的H-R图揭示了大多数恒星位于“主序列”上，其中绝对星等与温度呈正相关。较蓝的主序星(光谱型O或B)比主序星(光谱型)亮得多KH-R图还显示了第二个分支，其中有红色的恒星，比主序上的恒星亮得多。如果这些明亮的红色恒星与主序星具有相同的表面温度(因为它们具有相同的光谱类型)，但要亮得多，那么它们在物理上一定更大，很快就被称为“主序星”。红巨星．”白矮星很快就被发现然而,另一个分支。H-R图成为指导恒星演化推测的关键。

的来源能源是什么驱动着恒星一直是个巨大的谜团。在19世纪，化学燃烧和重力收缩引起的加热是唯一的可能，但苏格兰物理学家威廉汤姆逊(开尔文勋爵)指出，一个化学过程几乎不可能持续3000年以上。在各种通过释放引力能来加热的说法中，太阳被认为是在缓慢收缩(每年收缩约75米[246英尺])，或者是被持续下降的地心引力所加热陨石的事。在发现放射性在19世纪90年代，由于认识到地球内部是由这种机制变暖的，人们提出了各种各样的方案来解释恒星能量的放射性衰变．真正的解释出现在德国裔美国物理学家之后阿尔伯特·爱因斯坦1905年发表的质能关系(E＝米c²，特殊的后果相对论)．20世纪20年代的英国天体物理学家Arthur Eddington提出了与质子间的反应，其中4个原子的氢结合起来生产一个原子的氦，质量差以能量的形式释放出来。因为的原始状态核物理当时，他无法详细说明这是如何发生的，但他指出，恒星中氦的存在，就是这一过程必然存在的最可靠证据。20世纪30年代早期，随着核物理的发现，核物理学获得了坚实的基础中子和氘(重同位素氢和a质子和原子核中的一个中子)。从那时起，进展迅速。1937年德国物理学家卡尔·弗里德里希·冯Weizsäcker发现了碳氮氧循环，其中碳，氮,氧气作为催化剂在一系列的核反应这导致氢转化为氦。1939年，德裔美国物理学家汉斯是发表了一项关于CNO循环的更详细和定量的研究，最终使恒星天体物理学有了一个可靠的基础。贝特还详细论述了爱丁顿只是猜测的质子-质子反应。在高温下的碰撞中，两个质子可能会保持足够近的距离，在一段时间内，其中一个质子通过发射正电子转化为中子;这样，氘就形成了。从氘中，氦可以通过几种不同的方式生成。Bethe还表明，CNO循环在高温恒星中更为重要，质子-质子反应在温度较低的恒星中更为重要。核物理学成功了集成根据我们对恒星内部温度和密度的了解。