大家认为夜空是什么颜色的呢？这时或许大多数人脑海中会浮现出这样一幅黑白画：黑色的画布上点缀着一颗颗一闪一闪的小星星，角落可能还挂着弯弯的月亮。

　　而实际上，大家晚上仰望星空，应该看到的是一幅彩色的画卷。对星空摄影比较熟悉的读者可能会发现，夜空其实并不单调，甚至五颜六色、充满生机、热闹非凡。比如蓝色的参宿七、橙色的五车二、红色的心宿二，还有色彩斑斓、如诗如画的各种星云。

　　

图1 宇宙礁。图片来源：https://hubblesite.org/resource-gallery/images

　　

图2 韦斯特隆德2（Westerlund 2）。图片来源：https://hubblesite.org/resource-gallery/images

　　

图3 超巨星HR5171附近的星场。图片来源：https://www.eso.org/public/images/eso1409a

　

图4 国家天文台兴隆观测站的冬季星空（摄影：袁凤芳）

　　恒星会呈现不同的颜色主要是因为表面有效温度不同，温度高的恒星颜色偏蓝，温度低的偏红。星云在可见光波段主要依靠附近的恒星照亮。而人眼因为视觉神经构造的原因，在天体太暗时无法分辨其颜色，只有在恒星比较亮的时候才能分辨出它们的颜色。而数码相机的探测器本身是无法区分颜色的，其主要功能是把光子转化为电子，并把收集到的电子数清楚。之所以彩色相机能拍出来彩色的图片，其实是因为使用了多色滤镜，比如常用的拜尔滤镜（Bayer-filter）。彩色相机在获得不同颜色的强度后，按一定算法重新还原物体的颜色。

图5 拜尔滤镜[2]

　　恒星的表面有效温度是描述恒星性质的重要物理参数[1]。对于遥远的天体也是比较容易测得的物理量之一。并且由于恒星的表面有效温度通常在2,600K-50,000K之间（此处“K”对应中文为“开尔文”，是科学上常用的温度单位之一，该值减去273.15即转化为我们生活中常用的摄氏温度值），很多恒星在人眼可见的光谱范围内都有较强的辐射。太阳的表面有效温度约为5,800K，辐射的峰值波长在500nm左右，人类的眼睛在长期的演化过程中逐渐适应了太阳这颗恒星营造的生存环境。事实上恒星在可见光范围内都有辐射，蓝色的恒星并不是只有蓝色光，只是在蓝色区间辐射的能量最强，所以看起来偏蓝。

图6 恒星表面有效温度与辐射峰值波长的关系。图片来源：http://230nsc1.phy-astr.gsu.edu/hbase/wien.html，并稍作修改，修图：邱鹏

　　测量恒星表面有效温度最简单的办法是利用滤光片系统。这与彩色相机的滤镜有点类似，但天文观测需要精确测量，所以通常是采用多色滤光片系统（常用的有Jonson-Bessel和SDSS滤光片系统）或者使用分色棱镜组（如菲利普棱镜组）将不同波长范围的光分开。从而精确测量不同波长范围内的光子数，然后通过比较不同波段内光子数的差值（如色指数），结合黑体辐射曲线大致判断天体的颜色。因为多色滤光片通常是比较粗略的窗函数采样，所以要得到天体不同波长处更加详细、更加准确的光子数就需要测量天体的光谱了。

　　

图7 SDSS滤光片透过率曲线。图片来源：https://mcdonald.utexas.edu/images/McDonaldObservatory，并稍作修改，修图：邱鹏

　　

图8 分色棱镜组。图片来源：https://apre-inst.com/products/sci

　　测量时会涉及两个概念，一个是恒星的亮度，一个是恒星的光度。亮度是指我们实际测到的天体的光子数，因为天体离我们的距离不同，所以亮度并不能直接反应天体本身的光度。这里的光度是指天体发出的总辐射。比如，一个100W的灯泡，近距离看它时很刺眼，但是距离1公里看它，就觉得暗多了。

　　因为恒星辐射近似于有效温度相同的黑体辐射，所以测得了恒星的颜色就可以计算其表面有效温度。恒星表面有效温度与表面每秒单位面积内辐射出的总能量的大小是正相关的，温度越高每秒单位面积内辐射的能量越多。天文学家利用恒星的表面有效温度和光度得到了研究恒星演化的重要工具——赫罗图。这里太阳的光度为1，作为其他恒星光度的参考值。比如红巨星，它的颜色偏红，其表面有效温度低，但是光度大，那么必然它是一个很大的天体。因为只有拥有足够大的表面才能辐射足够多的能量。

图9 赫罗图。图片来源：https://www.eso.org/public/images/eso0728c，并稍作修改，修图：邱鹏

　　精确测量恒星的颜色，就需要获得其光谱，即将恒星发出的不同波长的光分离出来。一般是采用色散元件将来自天体的光进行色散。常用的色散元件有棱镜和衍射光栅。另外，也可以利用光的干涉原理进行测量，如法布里－珀罗干涉仪和迈克尔逊干涉仪。

　　棱镜是利用光学材料对不同波长的光折射率不同来实现分光的。天体发出的光束入射到棱镜后，不同波长的光折射率不同，从棱镜出来时偏转的角度不同，从而将它们分开。棱镜色散的优点是连续性好，缺点是色散率低、色散率非线性。地球表面的大气层也相当于一个棱镜，斜入射的光束将被色散。棱镜也可以用来反向修正大气色散，这就是望远镜中常用的大气色散改正镜（ADC）。拍摄地平高度较低的天体时，加一个ADC将会获得不错的效果。

　　

图10 棱镜色散原理示意图。图片来源：https://hubpages.com/education/rainbow-science

　　衍射光栅主要是利用光的波动性来实现光谱分光的。衍射光栅按制作工艺主要分为刻画光栅和全息光栅两种。刻画光栅直观来讲，就是光栅面是一刀一刀刻画出来的。当然，实际情况是除了母光栅是用光栅刻画机一条一条的刻出来的，批量化的产品大多是用环氧树脂等材料复刻出来的，有点像用橡皮泥拓印硬币表面的图案。

　　

图11 光栅光谱仪工作原理和光栅结构示意图[3]。图片来源：http://www.analytik.ethz.ch

　　

图12 交叉色散光谱仪工作原理示意图。图片来源：http://www.ucolick.org/~vogt/images，并稍作修改，修图：邱鹏

　　

图13 二维光谱图。图片来源：https://www.physicsforums.com

　　全息光栅的制作方式与刻画光栅完全不同，不需要刻画过程，而是利用光致光刻胶变性的特性来记录干涉条纹。使用激光器产生空间干涉条纹，并用光刻胶记录这些条纹，经过定影、固化处理就获得了折射率周期性变化的相位光栅。

图14 全息光栅制作原理及光栅结构示意图[4-5]。图片来源：https://www.horiba.com；http://www.kosi.com等网络，并稍作修改，修图：邱鹏

　　得到天体的光谱后，除了可以精确测量颜色和温度外，还可以用谱线的红移/蓝移测量天体的视向运动，也可以根据光谱中的发射线和吸收线来测量天体的元素丰度、自转、磁场等。

图15 织女星在400nm~900nm的光谱流量曲线 （绘图：张晓明）

　　参考文献及图片引用

　　[1] 鲁道夫·基彭哈恩.千亿个太阳[M]. 沈良照、黄润坤, 译.湖南科学技术出版社, 1996:1-36.

　　[2] Yu-Cheng F , Yi-Feng C . Discrete Wavelet Transform on Color Picture Interpolation of Digital Still Camera[J]. Vlsi Design, 2013, 2013:1-9.

　　[3] Christopher Palmer.Diffraction Grating Handbook (7th edition)[M]. Richardson Grating Laboratory, 2014.

　　[4] Bakanas Ramūnas, Virginija J , Andrejs B , et al. Comparison of diffraction patterns exposed by pulsed and CW lasers on positive-tone photoresist[J]. Applied Optics, 2017, 56(8):2241.

　　[5] Sabel T , Lensen M C . Function and structure – Combined optical functionality and specific bio-interaction for multifunctional biomedical materials[C]. Euro Biomat. 2017.

　　作者简介

　　张晓明，工学博士，中国科学院国家天文台高级工程师。主要研究方向为光学天文观测技术与方法、光学天文观测仪器光机系统设计。