天文觀測其實分為很多種，我們今天在這里就和大家說說比較容易理解的光學(xué)天文觀測，天文學(xué)家都看到了什么。

究竟看到了啥

光學(xué)波段的觀測，目前采用的基本手段就是用望遠鏡將星光聚焦到焦面上，然后焦面處的探測器（通常是CCD）對入射的光子進記錄。光學(xué)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(jù)設(shè)備的不同分了很多種，例如根據(jù)遮光或者采集設(shè)備分為狹縫光譜、光纖光譜、無縫光譜，積分場單元等，根據(jù)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里就不多介紹了……

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。簡單粗暴地說就是和大家日常拍照是一樣的。

但是有一點區(qū)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、星云等）。

那么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恒星。而如同前面展示的仙女星系，可以看到外形和細節(jié)，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”，從尺度上來說就真是一個點。不管那顆星有多大，經(jīng)過這么長的距離，到地球上也變成了一個點。圖2是用iraf軟件繪制的上圖中某個點源的流量曲面圖。

圖2：IRAF的imexam任務(wù)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布（正態(tài)分布），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(wǎng)格能看出來，背景還是有起伏的。

一般來說我們看圖只是目測檢查，真正要做分析，還是需要依賴數(shù)據(jù)計算。

光斑的形成

有三個主要原因?qū)е铝艘粋€理論上的“點”變成了一個光斑。

第一個原因，是光經(jīng)過衍射形成的艾里斑。

第二個原因，就是大氣的擾動，大家平時說“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(fā)現(xiàn)物體在扭曲飄動，這就是大氣的擾動引起的?；蛘咴谟耙曌髌分?，看飛機發(fā)動機后的遠處物體，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(huán)境質(zhì)量好壞，是觀測站選址的重要因素。

第三個原因，來自于設(shè)備本身。望遠鏡的鏡面和各種光學(xué)器件，不可能是數(shù)學(xué)上的完美曲面，誤差在所難免。

測光數(shù)據(jù)中的信息

對這樣的一幅測光圖像，我們能得到什么信息呢？內(nèi)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，在什么位置，其次是看有多亮。結(jié)合不同波段的觀測數(shù)據(jù)，我們可以分析恒星的更多參數(shù)。此外還可以進行長時間觀測，通過時序觀測數(shù)據(jù)，也能得到很多信息。舉個例子來說，現(xiàn)在發(fā)現(xiàn)系外行星最多的開普勒衛(wèi)星，就是利用恒星的光變曲線來發(fā)現(xiàn)系外行星的。而目前正在進行的TESS衛(wèi)星巡天，也是做這個。

光學(xué)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(xué)發(fā)展到什么程度，它會始終是一個重要的觀測模式。更多的細節(jié)不再贅述，真要是說起來可以寫厚厚一本書。

光譜觀測

那么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。

說光譜之前，先得說一下光的色散。我們?nèi)搜劭吹降乃^白光，實際上是復(fù)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(jù)說用過的三棱鏡。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(xiàn)的。

當然了，除了人造的設(shè)備，還有天然設(shè)備——水滴，彩虹、日暈等等都是這么來的。

圖3.典型的三棱鏡（圖源：網(wǎng)絡(luò)）

光譜中蘊含的信息

那么為啥要做光譜觀測呢？因為其中蘊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后，我們會看到并不是均勻的，而會有很多信號強弱的變化，就是譜線，變強的部分叫做發(fā)射線，而變?nèi)醪糠值慕凶鑫站€。

在光學(xué)波段，譜線的形成主要是因為天體的原子(包括離子，以下統(tǒng)稱原子)外層電子躍遷對光子的吸收或者發(fā)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。于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(wǎng)絡(luò)）

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(jié)，例如恒星中元素的豐度（含量）、質(zhì)量、自轉(zhuǎn)速度、溫度、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(guān)。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(fā)現(xiàn)的第一顆圍繞主序星運轉(zhuǎn)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，那么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。

但是并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。

再說一下專業(yè)天文觀測用的光譜儀，大部分望遠鏡用的可不是圖3中的棱鏡，而是光柵等設(shè)備，通過光的衍射來實現(xiàn)色散。生活中也有光柵的例子，大家如果手頭有光盤，可以斜著用它反射陽光，會看到色散后的樣子。

關(guān)于光譜觀測，我們先簡單說到這里。最后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恒星光譜的局部。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，至于光譜圖像的全部，不同的光譜設(shè)備會有不同的圖像，就不展示了。

圖5.一條實際觀測得到的恒星光譜局部（圖源：鄭捷、江林巧）

簡單說這么多，天文學(xué)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(zhì)。如果有興趣，歡迎來天文學(xué)專業(yè)就讀，或者來參觀訪問。

作者簡介：鄭捷，理學(xué)博士，中國科學(xué)院國家天文臺助理研究員，興隆觀測基地駐站天文學(xué)家，主要從事多波段恒星測光巡天觀測和數(shù)據(jù)處理，以及天文軟件研發(fā)工作。