物質可以發射光線，同樣，物質也能夠吸收光線。在天文學中，這通常是白光（可能來自太陽表面或者其它普通的恆星）穿過薄薄的氣體雲所產生的現象。
因此，天文學家們觀察不是一個從紅到紫的連續光譜，而是缺少了很多顏色譜線的光譜。在這裡面，顏色暗淡的譜線才會佔據它們的一席之地，被人們所觀察到。
大約1802年，英國科學家William Hyde Wollaston第一次注意到這一點。事實上，太陽光譜是間斷的，不連續的，並且很多黑色的譜線打斷了顏色的排列與展開。但是沃拉斯頓卻並不明白這到底怎麼回事。
1814年，德國光學家Josef von Fraunhofer 也在太陽光譜中注意到了同樣的黑色譜線。儘管不知道它們究為何物，他還是著手開始測量它們的位置並且編號為324。
1859年德國物理學家Gustav Robert Kirchhoff 發現Fraunhofer研究的這些黑色譜線跟那些由某些化學元素髮射出來的明亮的譜線原理一致。在他看來，這些黑色譜線由一些存在於太陽大氣層中，並且吸收某些大氣層表面發射的譜線的特殊化學物質發射的。
Kirchhoff給這種型別的光譜取名為吸收光譜。不太幸運的的是，他並沒有弄清楚這種物質是怎樣吸收這樣的譜線的。
1860年，義大利天文學家Giovanni Battista Donati萌生了一個想法，他把一個分光鏡和他的望遠鏡安裝在了一起。他研究了十五個左右星體的光譜並且於1863年公佈了他的研究結果。在他之後，還有英國天文業餘愛好者William Huggins，美國天文學家Lewis Morris Rutherfurd和義大利天文學家Angelo Secchi獨立自主孜孜不倦地研究著太陽，行星，月亮和恆星。
這些研究者是第一批從恆星的發射光線中提取資訊的人員，這本身就是一場革命。在他們之後，同樣有著另一批天文學家前赴後繼為研究做出努力並且發射光譜的研究也納入了天文學的主要研究的分支。儘管有了一些突破，但是對於物質光線的吸收的解釋仍然還是很匱乏。
謎底最終於1913年被丹麥科學家Niels Henrik David Bohr公佈於世。Bohr製作了一個新的原子模型。在這個模型裡，原子的原子核周圍的特殊軌道被由原子產生的帶負電荷的電子佔據著。
根據他的觀點，隨著電子佔據的軌道離原子核越來越遠，他的能量也越來越大，因為，為了停留在原有的軌道上面，它必須有足夠的能量來補償這與原子核分開的越來越遠的距離。
因此，當一個冷的物體被加熱的時候，一些電子會傾向於從離原子核近的軌道（所需能量較少）到一條離原子核遠的軌道（所需能量較多）上去。為了成功跨越到另一條軌道上去，每一個電子必須增加他的能量以便於和它將要佔據的軌道所需能量一致。
Bohr提出這是以Planck 和Einstein所描繪的小《能量包》的形式，換句話說是以光子或者光的微粒的形式，一個電子吸收它剩餘的能量。
這樣的一個情況存在於當光線從恆星（比如太陽）表面發射，穿過比它溫度更低的大氣層氣體中。事實上，大氣會吸收從星體發射的白光光線的一部分，這就產生了有黑色譜線的顏色光譜或者說是吸收光譜，這也是存在於氣體中特有的一種化學現象。
星體光譜的研究向我們描述了大氣的化學構成。
參考資料
1.Wikipedia百科全書
2.天文學名詞
translate: FrédéricZFW
author: astro
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