天文學家眼中的星之“盡收眼底”_風聞

前兩期向大家介紹了天文學家怎樣用觀天利器做科學觀測。

▶ 以下為前兩期的閲讀鏈接：

1、天文學家眼中的星之“觀星指南”

2、天文學家眼中的星之“先利其器”

那麼，大家一定對天文學家究竟看到了啥非常好奇。

天文觀測其實分為很多種，我們今天在這裏就和大家説説比較容易理解的光學天文觀測，天文學家都看到了什麼。

**/****/**究竟看到了啥

光學波段的觀測，目前採用的基本手段就是用望遠鏡將星光聚焦到焦面上，然後焦面處的探測器（通常是CCD）對入射的光子進記錄。光學觀測最常見的兩種形式，就是測光觀測和光譜觀測。

測光觀測雖然會有波段的不同，但基本是一樣的。而光譜觀測則根據設備的不同分了很多種，例如根據遮光或者採集設備分為狹縫光譜、光纖光譜、無縫光譜，積分場單元等，根據分光（色散）的方式分為一次色散、二次色散等。還有一些其它的觀測模式，例如偏振觀測等等這裏就不多介紹了……

**/****/**測光觀測

測光觀測，顧名思義，就是測量天上每個位置的光子有多少，也就是有多亮。簡單粗暴地説就是和大家日常拍照是一樣的。

但是有一點區別很大，就是測光天文觀測時，我們得到的每一幅圖像都是單色的。事實上大家的彩色相機，得到的也是三個顏色的單色圖像，只不過顯示的時候組合起來了而已。天文觀測得到的圖像，也可以通過染色進行組合，也就是大家所看到的那些彩色的星空照片（往往是近鄰星系、星雲等）。

那麼測光圖像是怎樣的呢，圖1就是一幅典型的測光圖像的局部，在圖中可以看到多個亮點，這些就是測光所謂的“點源”，當然它們中的大部分就是恆星。而如同前面展示的仙女星系，可以看到外形和細節，就是所謂的“面源”或者“展源”。

圖1.DS9軟件展示的一副典型的測光觀測圖像（圖源：鄭捷、江林巧）

“點源”，從尺度上來説就真是一個點。不管那顆星有多大，經過這麼長的距離，到地球上也變成了一個點。圖2是用iraf軟件繪製的上圖中某個點源的流量曲面圖。

圖2：IRAF的imexam任務查看的星象（圖源：鄭捷、江林巧）

這個模式下看星象，可以直觀地看出有點像二維高斯分佈（正態分佈），事實上還是有很大差異的。而周圍的背景，就是所謂的天光背景。從背景的網格能看出來，背景還是有起伏的。

一般來説我們看圖只是目測檢查，真正要做分析，還是需要依賴數據計算。

**/****/**光斑的形成

有三個主要原因導致了一個理論上的“點”變成了一個光斑。

第一個原因，是光經過衍射形成的艾裏斑。

**第二個原因，就是大氣的擾動，大家平時説“星星會眨眼”。**其實就是因為大氣擾動引起星象的變動，累積起來，就形成了光斑。這實際上是光斑的主要成因。大家可以自己做個試驗，透過蠟燭的火苗，或者煤氣灶的火苗，看對面的物體，會發現物體在扭曲飄動，這就是大氣的擾動引起的。或者在影視作品中，看飛機發動機後的遠處物體，也是這樣的。這在天文觀測中叫做視寧度（Seeing），代表了觀測站的環境質量好壞，是觀測站選址的重要因素。

**第三個原因，來自於設備本身。**望遠鏡的鏡面和各種光學器件，不可能是數學上的完美曲面，誤差在所難免。

**/****/**測光數據中的信息

對這樣的一幅測光圖像，我們能得到什麼信息呢？內行看門道，我們要從圖中得到的信息很多。

首先就是有哪些源，在什麼位置，其次是看有多亮。結合不同波段的觀測數據，我們可以分析恆星的更多參數。此外還可以進行長時間觀測，通過時序觀測數據，也能得到很多信息。舉個例子來説，現在發現系外行星最多的開普勒衞星，就是利用恆星的光變曲線來發現系外行星的。而目前正在進行的TESS衞星巡天，也是做這個。

光學天文測光雖然是一個很古老的天文觀測形式，從人類抬頭仰望星空開始，就是在做測光天文觀測。但是不論天文科學發展到什麼程度，它會始終是一個重要的觀測模式。更多的細節不再贅述，真要是説起來可以寫厚厚一本書。

**/****/**光譜觀測

那麼大家知道測光可以高效地得到大量的信息。但是信息的精度還不夠。所以這個時候就需要光譜觀測。

説光譜之前，先得説一下光的色散。我們人眼看到的所謂白光，實際上是複色光。我們可以通過色散器件對白光進行處理，使得不同波長的光分散在不同的空間位置上。

最典型的人造色散器件，也就是當年牛頓大神據説用過的三稜鏡。其實利用的就是不同波長（頻率）的光在玻璃中的折射率的不同來實現的。

當然了，除了人造的設備，還有天然設備——水滴，彩虹、日暈等等都是這麼來的。

圖3.典型的三稜鏡（圖源：網絡）

**/****/**光譜中藴含的信息

那麼為啥要做光譜觀測呢？因為其中藴含了天體的更多信息。光譜有時候也被稱為天體的“指紋”，每個天體的光譜都是不同的。

首先，光譜中有所謂的“譜線”存在。一個天體的光被色散之後，我們會看到並不是均勻的，而會有很多信號強弱的變化，就是譜線，變強的部分叫做發射線，而變弱部分的叫做吸收線。

在光學波段，譜線的形成主要是因為天體的原子(包括離子，以下統稱原子)外層電子躍遷對光子的吸收或者發射。每一種元素都有各自特定的能級，所以他們所能吸收或放出的光子是特定的波長的。於是光譜中的譜線就成了標定原子的重要指標。

圖4就是典型的太陽光譜的局部，其中可以看到一系列的暗線（吸收線）。

圖4.太陽光譜局部（圖源：網絡）

譜線除了能定性知道元素存在信息之外，還能知道更多的細節，例如恆星中元素的丰度（含量）、質量、自轉速度、温度、年齡、視向速度等等。

通過視向速度我們可以知道很多的事情，例如整個銀河系的運動，宇宙膨脹等等，都和這個有關。2019年諾貝爾物理獎獲得者中的兩位，就是因為在1995年通過視向速度方法證認了人類發現的第一顆圍繞主序星運轉的太陽系外行星。

**/****/**光譜觀測的做法

在望遠鏡的終端上，如果裝上了光譜儀，那麼往往會使用光纖或者狹縫去限制一下輸入的星光，只拍攝指定的觀測目標的光譜。

但是並不是所有的光譜觀測都是單目標的，典型的例子就是上一期提到的郭守敬望遠鏡，它進行的就是多光纖光譜觀測。

再説一下專業天文觀測用的光譜儀，大部分望遠鏡用的可不是圖3中的稜鏡，而是光柵等設備，通過光的衍射來實現色散。生活中也有光柵的例子，大家如果手頭有光盤，可以斜着用它反射陽光，會看到色散後的樣子。

關於光譜觀測，我們先簡單説到這裏。最後放一張實際觀測到的光譜，這是來自我和合作者觀測的一顆恆星光譜的局部。圖5中可以看到很明顯的一系列吸收線。不過這個只是局部，至於光譜圖像的全部，不同的光譜設備會有不同的圖像，就不展示啦～

圖5.一條實際觀測得到的恆星光譜局部（圖源：鄭捷、江林巧）

簡單説這麼多，天文學家看到的星，其實和大眾看的差異很大，更多反映的是天體的物理本質。如果有興趣，歡迎來天文學專業就讀，或者到我們這裏來參觀訪問哦。

作者簡介

鄭捷：別名小林，理學博士，中國科學院國家天文台助理研究員，興隆觀測基地駐站天文學家，主要從事多波段恆星測光巡天觀測和數據處理，以及天文軟件研發工作。