天文学家眼中的星之“尽收眼底”

　　天文观测其实分为很多种，我们今天在这里就和大家说说比较容易理解的光学天文观测，天文学家都看到了什么。

　　究竟看到了啥

　　光学波段的观测，目前采用的基本手段就是用望远镜将星光聚焦到焦面上，然后焦面处的探测器（通常是CCD）对入射的光子进记录。光学观测最常见的两种形式，就是测光观测和光谱观测。

　　测光观测虽然会有波段的不同，但基本是一样的。而光谱观测则根据设备的不同分了很多种，例如根据遮光或者采集设备分为狭缝光谱、光纤光谱、无缝光谱，积分场单元等，根据分光（色散）的方式分为一次色散、二次色散等。还有一些其它的观测模式，例如偏振观测等等这里就不多介绍了……

　　测光观测

　　测光观测，顾名思义，就是测量天上每个位置的光子有多少，也就是有多亮。简单粗暴地说就是和大家日常拍照是一样的。

　　但是有一点区别很大，就是测光天文观测时，我们得到的每一幅图像都是单色的。事实上大家的彩色相机，得到的也是三个颜色的单色图像，只不过显示的时候组合起来了而已。天文观测得到的图像，也可以通过染色进行组合，也就是大家所看到的那些彩色的星空照片（往往是近邻星系、星云等）。

　　那么测光图像是怎样的呢，图1就是一幅典型的测光图像的局部，在图中可以看到多个亮点，这些就是测光所谓的“点源”，当然它们中的大部分就是恒星。而如同前面展示的仙女星系，可以看到外形和细节，就是所谓的“面源”或者“展源”。

图1.DS9软件展示的一副典型的测光观测图像（图源：郑捷、江林巧）

　　“点源”，从尺度上来说就真是一个点。不管那颗星有多大，经过这么长的距离，到地球上也变成了一个点。图2是用iraf软件绘制的上图中某个点源的流量曲面图。

图2：IRAF的imexam任务查看的星象（图源：郑捷、江林巧）

　　这个模式下看星象，可以直观地看出有点像二维高斯分布（正态分布），事实上还是有很大差异的。而周围的背景，就是所谓的天光背景。从背景的网格能看出来，背景还是有起伏的。

　　一般来说我们看图只是目测检查，真正要做分析，还是需要依赖数据计算。

　　光斑的形成

　　有三个主要原因导致了一个理论上的“点”变成了一个光斑。

　　第一个原因，是光经过衍射形成的艾里斑。

　　第二个原因，就是大气的扰动，大家平时说“星星会眨眼”。其实就是因为大气扰动引起星象的变动，累积起来，就形成了光斑。这实际上是光斑的主要成因。大家可以自己做个试验，透过蜡烛的火苗，或者煤气灶的火苗，看对面的物体，会发现物体在扭曲飘动，这就是大气的扰动引起的。或者在影视作品中，看飞机发动机后的远处物体，也是这样的。这在天文观测中叫做视宁度（Seeing），代表了观测站的环境质量好坏，是观测站选址的重要因素。

　　第三个原因，来自于设备本身。望远镜的镜面和各种光学器件，不可能是数学上的完美曲面，误差在所难免。

　　测光数据中的信息

　　对这样的一幅测光图像，我们能得到什么信息呢？内行看门道，我们要从图中得到的信息很多。

　　首先就是有哪些源，在什么位置，其次是看有多亮。结合不同波段的观测数据，我们可以分析恒星的更多参数。此外还可以进行长时间观测，通过时序观测数据，也能得到很多信息。举个例子来说，现在发现系外行星最多的开普勒卫星，就是利用恒星的光变曲线来发现系外行星的。而目前正在进行的TESS卫星巡天，也是做这个。

　　光学天文测光虽然是一个很古老的天文观测形式，从人类抬头仰望星空开始，就是在做测光天文观测。但是不论天文科学发展到什么程度，它会始终是一个重要的观测模式。更多的细节不再赘述，真要是说起来可以写厚厚一本书。

　　光谱观测

　　那么大家知道测光可以高效地得到大量的信息。但是信息的精度还不够。所以这个时候就需要光谱观测。

　　说光谱之前，先得说一下光的色散。我们人眼看到的所谓白光，实际上是复色光。我们可以通过色散器件对白光进行处理，使得不同波长的光分散在不同的空间位置上。

　　最典型的人造色散器件，也就是当年牛顿大神据说用过的三棱镜。其实利用的就是不同波长（频率）的光在玻璃中的折射率的不同来实现的。

　　当然了，除了人造的设备，还有天然设备——水滴，彩虹、日晕等等都是这么来的。

图3.典型的三棱镜（图源：网络）

　　光谱中蕴含的信息

　　那么为啥要做光谱观测呢？因为其中蕴含了天体的更多信息。光谱有时候也被称为天体的“指纹”，每个天体的光谱都是不同的。

　　首先，光谱中有所谓的“谱线”存在。一个天体的光被色散之后，我们会看到并不是均匀的，而会有很多信号强弱的变化，就是谱线，变强的部分叫做发射线，而变弱部分的叫做吸收线。

　　在光学波段，谱线的形成主要是因为天体的原子(包括离子，以下统称原子)外层电子跃迁对光子的吸收或者发射。每一种元素都有各自特定的能级，所以他们所能吸收或放出的光子是特定的波长的。于是光谱中的谱线就成了标定原子的重要指标。

　　图4就是典型的太阳光谱的局部，其中可以看到一系列的暗线（吸收线）。

图4.太阳光谱局部（图源：网络）

　　谱线除了能定性知道元素存在信息之外，还能知道更多的细节，例如恒星中元素的丰度（含量）、质量、自转速度、温度、年龄、视向速度等等。

　　通过视向速度我们可以知道很多的事情，例如整个银河系的运动，宇宙膨胀等等，都和这个有关。2019年诺贝尔物理奖获得者中的两位，就是因为在1995年通过视向速度方法证认了人类发现的第一颗围绕主序星运转的太阳系外行星。

　　光谱观测的做法

　　在望远镜的终端上，如果装上了光谱仪，那么往往会使用光纤或者狭缝去限制一下输入的星光，只拍摄指定的观测目标的光谱。

　　但是并不是所有的光谱观测都是单目标的，典型的例子就是上一期提到的郭守敬望远镜，它进行的就是多光纤光谱观测。

　　再说一下专业天文观测用的光谱仪，大部分望远镜用的可不是图3中的棱镜，而是光栅等设备，通过光的衍射来实现色散。生活中也有光栅的例子，大家如果手头有光盘，可以斜着用它反射阳光，会看到色散后的样子。

　　关于光谱观测，我们先简单说到这里。最后放一张实际观测到的光谱，这是来自我和合作者观测的一颗恒星光谱的局部。图5中可以看到很明显的一系列吸收线。不过这个只是局部，至于光谱图像的全部，不同的光谱设备会有不同的图像，就不展示了。

图5.一条实际观测得到的恒星光谱局部（图源：郑捷、江林巧）

　　简单说这么多，天文学家看到的星，其实和大众看的差异很大，更多反映的是天体的物理本质。如果有兴趣，欢迎来天文学专业就读，或者来参观访问。

　　作者简介：郑捷，理学博士，中国科学院国家天文台助理研究员，兴隆观测基地驻站天文学家，主要从事多波段恒星测光巡天观测和数据处理，以及天文软件研发工作。