好久不见，我在做9月的模拟考试时，看到了关于恒星光度等级的问题。
于是想写一篇关于光度等级的文章，决定在高中课程的基础上，进一步探讨光度等级不同为何会导致线宽不同的原因。
在EBS参考书中可以看到如下内容。
今天写的文章就是深入挖掘下面的内容。因为文章较长，所以分成了两个主题。
第一个是决定吸收线线宽的方法，第二个是决定光度等级的方法。
只想知道光度等级是什么的人可以直接点击去结论的链接。
通过比较具有相同光谱类型的恒星光谱中出现的吸收线的线宽，可以知道恒星的大小，并通过比较来决定光度。
- EBS 高考特别讲解 地球科学1 P.145 -
在阅读文章之前，如果先阅读以下文章，将会对理解本文有很大帮助。
1. 光谱线和吸收线的线宽
首先要了解我们通常看到的光谱线是如何形成的。通过光谱观测，当以恒星的波长强度（流量）表示时，会显示如下图所示的图形。
当以波长表示星光强度时，会大致呈现出普朗克曲线的形状，但被恒星大气吸收的波长显示出较低的强度。
这时，以未被吸收时的通常强度为基准（Fc），利用每个（波长强度/通常强度）（Fλ/Fc）来求出光谱的轮廓。
将此公式应用于所有波长时，恒星的强度就会呈现为一条线性。
更简单地说，这代表了以1为基准表示的星光吸收程度。
这时以中心波长（λ0）为基准的宽度被定义为吸收线的线宽（∆λ）。
然后，在以中心波长为基准描绘出与吸收线强度相同的面积的图形时，图形的宽度被定义为等效宽度（Wλ）。
如果在光谱中表示每个原子的吸收线等效宽度，通常所知的吸收光谱就会出现。
在教育课程中学习到的吸收光谱强度指的就是等效宽度。
但光度等级提到的是吸收线的线宽。
那么，吸收线的线宽是由什么因素决定的呢？
2. 吸收线线宽增加的因素
如上文所述，吸收线并没有以细线出现，而是在较宽的波长范围内出现。
例如，假设有一条氢原子从能级n=2 ➜ n=3被激发时吸收的吸收线。
吸收线的中心波长为λ=656.3nm。
但这吸收线不仅仅出现在λ=656.3nm，而是以一定范围出现。
以下是光谱中吸收线未以完整线条出现的一些原因。
由于以下原因，光谱吸收线以一个波长为中心向两侧扩散的形态出现，此时从中心波长到两侧的距离被称为吸收线的线宽。
1) 自然线宽增加
由于不确定性原理，无法精确决定原子的能量等级。
因此，由于许多原子的吸收线，以一个波长为中心而产生线宽。
2) 热多普勒线宽增加
气体原子不断运动。
此时，原子的运动速度与温度和化学成分有关。
粒子的视线方向引起的多普勒效应导致线宽增加。
3) 碰撞线宽增加（斯塔克效应）
原子的能量等级因接近的周围原子而改变。
周围原子越多，越靠近，就会产生多样的能量等级，从而导致线宽增加的效果。
因此，碰撞线宽增加随着密度越高（压力越高）而更多增加。
4) 泽曼效应
当原子置于强磁场中时，能量等级出现3个或以上的分裂现象。
在磁场强的恒星中，由于泽曼效应，线宽增加的现象发生。
3. 总结及结尾
恒星的吸收线并不是表现为一条细线，而是以有宽度出现，这称为线宽。
吸收线的线宽受到四个因素（自然线宽增加、热多普勒效应、斯塔克效应、泽曼效应）影响。
恒星的光度等级与这四个因素中的斯塔克效应有关。吸收线产生的气体压力越高，线宽越宽，这称为斯塔克效应。
这篇文章探讨了吸收线的线宽如何决定，受哪些因素影响。
如果想了解如何通过吸收线的线宽确定光度等级，请阅读下一篇文章。
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