我們是怎么通過光譜對星星“查戶口”的?

宋軼晗

首先，現(xiàn)代望遠(yuǎn)鏡都是通過電子元件（CMOS、CCD等）把光轉(zhuǎn)換成數(shù)字信號，這樣做的好處是可以探測更暗的天體。左側(cè)是我們?nèi)庋劭吹降奶炜眨覀?cè)則是望遠(yuǎn)鏡看到的天空。4米的光譜望遠(yuǎn)鏡可以觀測到比人眼看到最暗的星還要暗40萬倍的星（人眼最暗可以看到6等星，望遠(yuǎn)鏡19等星）。見圖1。

得到了星光之后，我們就需要對光進(jìn)行色散。就如同雨后的彩虹把陽光散成各種顏色一樣，我們能夠得到星光在不同波長處的流量。我們生活中的每一種顏色都對應(yīng)著特定的波長，比如紅色光的波長為625-740納米、綠色光的波長為500-565納米、藍(lán)色光的波長為485-500納米。經(jīng)過這波操作之后，我們看到的一閃一閃的星光就變成了下面這個(gè)樣子。見圖2。

我們將其稱之為光譜。是不是有點(diǎn)股票走勢圖的感覺？科學(xué)家們通過分析發(fā)現(xiàn)，恒星光譜中最高的地方的波長與這顆恒星的溫度非常相關(guān)，最高點(diǎn)越偏向藍(lán)端，恒星越熱。相反，最高點(diǎn)越偏向紅端，恒星的溫度也就越低。我們的太陽溫度大約為5778K（K代表溫度單位開爾文）。圖2是太陽與高溫星和低溫星的光譜。

我們發(fā)現(xiàn)光譜不僅能告訴我們星星的溫度，還可以告訴我們更多的信息。每個(gè)恒星的光都是它的內(nèi)核通過核聚變產(chǎn)生出來的，光在向外輻射過程中，會經(jīng)過厚厚的、沒有參與聚變反應(yīng)的恒星大氣，大氣中的原子、分子會選擇它們喜歡的特定波長的光吸收掉，這就形成了光譜中的吸收線和吸收帶。我們不但可以根據(jù)光譜中吸收線對應(yīng)的波長，判斷出是什么原子、分子吸收掉了光，還可以根據(jù)吸收線的深度和寬度來判斷恒星大氣的成分。

而利用光譜的譜線，還可以得到恒星的速度和星系的距離。那怎么利用譜線測量呢？在說明之前我們要先介紹一個(gè)知識點(diǎn)：多普勒效應(yīng)（如圖3）。

多普勒效應(yīng)是指星光的波長會隨著星星與地球間的相對速度發(fā)生改變。當(dāng)星星朝我們飛行的時(shí)候，光的波長會往藍(lán)色方向移動;當(dāng)星星遠(yuǎn)離我們的時(shí)候，光的波長會朝紅色的方向移動。那么我們就可以通過測量譜線偏移了多少來計(jì)算星星的移動速度。我們把這個(gè)沿著我們視線方向移動的速度稱之為視向速度或者紅移（對于恒星我們用視向速度，對于星系我們用紅移表示）。

現(xiàn)在如何利用譜線測量恒星速度我們大概知道了，那么怎么測量星系的距離呢？因?yàn)槲覀兊挠钪嬖谂蛎?越遠(yuǎn)的天體會越快速地遠(yuǎn)離我們，我們就可以通過不同天體遠(yuǎn)離我們的速度差來估算它們之間的距離了。而這個(gè)速度，就是我們上面提到的紅移。其實(shí)，通過光譜我們還可以了解星星更多的信息。每當(dāng)我們對宇宙有了新的發(fā)現(xiàn)的同時(shí)，更多的未知就會擺在我們面前。讓我們一起努力吧！