手把手教你看懂天体的光谱

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有删减

开篇的碎碎念

作为一个天文学爱好者，可能偶尔会在微信推送里看到几篇天文学新闻，诸如:“我国天文学家发现黑洞吸积流风存在的直接观测证据”、“我国天文学家揭开参宿四变暗之谜”、“高海拔宇宙线观测站发现拍电子伏宇宙线加速器”云云。在一脸茫然的打开新闻后，又一脸茫然的退出，最后感慨一下宇宙真神奇、天文学真浪漫，然后转身继续刷剧。天文学家究竟是如何探索宇宙的？为什么他们能知道那么遥远的世界所发生的事情?研究天文的人是不是个个都胸怀宇宙，天天苦思冥想参悟天机？否也，其实天文学家也都是凡人,他们干的时候事情其实也挺朴实:

拿望远镜观测天上发生了啥，建物理模型来解释为啥会发生顺便预测一点新现象，拿更厉害的望远镜来检验模型靠不靠谱。

想象有一天你正待在家里看着电视，突然听到了门口传来了敲门声,你脑子里立刻在想:“谁啊？是不是我昨天定的快递到了？”于是你透过门上的猫眼朝外看了看，发现外面竟然没有人。你疑惑的打开了门，左顾右盼，发现真没有人，挠了挠头嘟囔一句:“真是见了鬼了！”

在这个过程中,你首先观测到了现象(有敲门声),然后提出了理论去解释敲门声(是快递员在敲门)，用更先进的设备进一步观测来检验理论（透过猫眼看外面，打开门看外面），然后外卖员理论被证伪(没有看见人)，于是你提出了新的理论来解释观测现象(见了鬼了)。

天文学家也不过是一群对天上的现象好奇的人们，只不过他们用了一些日常生活用不到的设备去观测现象，用了一些买菜用不到的理论去解释现象。而业余天文爱好者想要学习天体物理学，最好也先 从观测到的现象出发，并进一步学习理论对现象的解释。本文将以天文学最重要的观测手段之一——“光谱”为例，去挖一挖藏在星光里的宇宙奥秘。

通过天体的光谱，天文学家可以知道 天体的化学组成、视向速度、温度、压力、磁场等。19世纪末， 光谱学用于天文研究是天体物理学正式诞生的标志，直至如今你看到的许多天文发现实际上也是基于光谱分析的，然而中文科普文中很少对此系统介绍。 阅读本身可能需要有一定的天文和物理基础，笔者尽力铺垫详尽，因而会略显冗长，希望本文能给广大热爱天文的读者的参考。

当天文学家在观测的时候

到底在观测什么？

一句话总结：本段介绍了天文观测的过程

天文学家通过科学设备所直接观测的天体信号，主要可以分为两类：一是图像”，二是“光谱”

图1 多彩的天文图片

说起图像,你一定看过一些美丽的天文照片,那些缤纷多彩的天体无不让人赞叹宇宙的神奇。流通于大众视野的天文照片通常是通过红绿蓝三色滤光片合成出的彩色照片。不过对于天文学家来说，这些天体多彩颜色的背后往往蕴含着更深刻的科学，而为了细致地研究颜色所蕴含的秘密, 光谱学在天体物理中大展身手。

在数百年前,一束光波离开了一颗炽热的恒星,它以光速穿行于宇宙之间,随着传播的距离逐渐衰减,又躲过了星际气体和尘埃的吸收和散射，穿过了地球厚厚的大气,终于在今天进入了一架精密的反射式光学望远镜中。

图2 光谱仪简单示意图

这台望远镜由几片光滑无比的镜面组成,光波在这些镜面之间来回反射,最后汇聚在了望远镜的焦面上的光谱仪上。光谱仪中的棱镜或光栅将这束光波中的不同波长都色散开来变成了一道“彩虹”,最终打在了CCD探测器(其实就是相机的传感器)上，探测器将这些光信号转换为电信号，又进一步转换为了数字信号储存在了计算机里。

望远镜的观测室里响起了敲键盘的声音,这是一位天文工作者正迫不及待的处理着刚观测到的数据,今日的天空中微微有一丝薄云,他有些担心获取的数据质量会受到影响。他一边喝着咖啡，一边进行着名叫减本底、除平场、抽谱、波长定标、流量定标等一系列(你可能看不懂名字)的数据处理操作。最后,他面对着显示器上的结果长舒了一口气——还好当时那朵云还没有飘过来。

图3 天文学家眼中的光谱

这就是最终他显示器里大概看到的东西,在你眼中可能就像股票K线图令人一般摸不着头脑。这个东西的横坐标是波长，纵坐标是流量(你可以简单的理解为亮度),这张图反映了 这颗恒星所发出的光在不同波长处的亮度。

实际上，许多大型望远镜观测的数据是公开在网络上供所有人下载的,下面推荐几个网站供大家参考:

1．国家天文数据中心(https://nadc.china-vo.org/)的科学数据单元

2．SDSS斯隆数字化巡天 (http://www.sdss.org/)的“Data”单元

3．界面炫酷的ESASky(https://sky.esa.int/?lang=zh)虚拟天文台网站

就像医生能从心电图中诊断出疾病一样，天文学家也能从天体的光谱中，解读出许多关于宇宙的故事。而要想从光谱里看出点什么,首先需要了解一些关于光的物理。 不要害怕，耐心阅读下去，你也能找到一点感觉。

光,星星的使者

一句话总结：本段简介了一些光学知识基础

当物理学家和化学家在地面上动手进行各种实验的时候，天文学家所能做的，只是静静地仰望星空。星星们都太远了，即使最近的恒星(比邻星),以人类最快的航天器倾尽一生也无法到达。就算到达了，面对这些宇宙中的庞然大物，我们也不可能将它们放在称上量一量、放在烧杯里涮一涮。我们只能等待天体主动“告诉”我们点什么，用望远镜接收那暗弱的星光。

牛顿首先发现，太阳光是由多色的光复合而成。当他让阳光透过一个三棱镜的时候，这束光散成了彩虹，而这其实就是太阳的光谱。如今,电磁学理论告诉我们，我们肉眼看到的不同颜色的光，物理上是 不同波长的电磁波。从红色到蓝色，波长由长至短。

图4 不同颜色光有不同波长

我们先在脑子里构建一个关于波的物理图像，我们以机械波为例，想象你有一根麻绳，你将绳子的一端拴在树上，绳子的另一端拿在手上。不要将绳子绷得太紧,你开始上下抖动你的手腕，于是绳上便泛起了波。如上图所示,我们将两个小山峰的距离定义为波长。当你的手上下抖动的快一点时(抖动的频率越高)，我们会发现麻绳波的波长会变短。对于光来说， 光的波长等于光速除以频率，因此，我们也可以说，我们看到的不同颜色，其实是不同频率的光。

图5 电磁波谱

物理学家还发现，光子的能量与它的频率有关，当一个光的频率越高，它便具有更高的能量。我们可以简单的用“ 光子的能量=普朗克常数×频率”来描述这件事情，其中的普朗克常数你暂且不用纠结是啥，就当它是一个不变的数字就好了。

通常，我们习惯用埃(Å)、纳米(nm)、微米(μm)来作为波长的单位，以赫兹(GHz、MHz)等作为频率的单位，以eV作为能量的单位。所以你可能在光谱中的横坐标中看到这些单位。

你可能听说过,我们眼睛所能看到的光,只是电磁波谱中无比狭小的一段。手机与WIFI所用的无线电、量体温时从你脑门发出的红外线、杀菌消毒的紫外线、体检时的X射线、做手术用的伽马射线。它们分别是波长从长到短(频率从低到高)的电磁波。宇宙中的天体不仅仅会在可见光波段发光,人类建造了接收不同波段辐射的望远镜来探索这无垠的太空。比如，我们的FAST天眼就是用来接收波长较长的无线电的,而著名的哈勃望远镜,主要探测的是人眼熟悉的可见光，也就是波长位于约400纳米到780纳米长的光。不同的波段对应着宇宙中不同的物理过程，比如可见光波段可以看到中年至年老的恒星，而在射电波段可以看到宇宙中大量的分子气体。

来自星星的光谱

一句话总结：本段简介了光谱学的历史并展示了一些天文光谱

图6 太阳的可见光光谱

这张图片展示的，是太阳光被色散后形成的可见光光谱,我们熟悉的七色光依次排列开来变成了一条彩虹。你一定注意到这条彩带它不是连续的，中间有一条条黑色的暗线。19世纪,德国光学家夫琅禾费便用自制的分光镜仔细研究了这些暗线，并给它们按A、B、C、D...编号，这些编号至今还在使用，我们也把这些暗线叫做 夫琅禾费线。

图7 589纳米处的钠双线

后来,德国化学家本生和物理学家基尔霍夫发现，这些暗线对应着一个个化学元素,比如位于589纳米附近的两条暗线，对应的是钠元素。他们发现实验室点燃的钠元素的光谱发出了分立的两条双发射线,正好与太阳上相同位置处的暗线对应(如图7所示)。后来人们知道，这是因为太阳大气中含有的钠元素吸收掉了对应波长的光。

图8 连续谱、吸收线、发射线

我们把太阳光谱中 连续的彩带叫做“连续谱”，将其中的暗线叫做“吸收线”， 将钠蒸汽发出的这种分立的光谱为“发射线”。基尔霍夫发现,含有某种元素的加热气体会发出分立的发射线，而若把发出连续谱的光源放置在含有某种元素的低温气体后，则对应位置处会产生吸收线。

图9 织女星光谱

图10 M42星云光谱

天文学家更喜欢将光谱绘制成横轴是波长(频率)，纵轴是亮度的曲线。上图所示的分别是织女星的光谱以及M42猎户座星云的光谱。仔细的观察你会明显的发现，恒星的光谱由一个拱形的连续谱和里面密密麻麻的吸收线组成，而星云的光谱中连续谱不是很明显，但是拥有一条条显眼的发射线。

为什么光谱会呈现成这样的状态,为什么某种化学物质会对应特定的谱线？19世纪的科学家们对此也感到迷茫。而对于光谱的研究，最终也催生出了近代物理最成功的理论体系，你一定听过的——量子力学。

遇事不决,量子力学

一句话总结：本段简介了如何用量子力学解释原子光谱现象

为了从天体的光谱中分析中更多的结果， 我们不可避免的要借助物理学对天体建立模型，用模型来拟合光谱，从而反推出一些无法直接测量的量，比如恒星的化学组成的丰度等。地面的实验和理论物理学家对光谱展开了许多年的研究，并总结了大量的物理规律，将这些物理规律应用到天体所发出的光谱中，便能得到更多关于遥远星星的秘密。你会发现，为了理解恒星这样庞大尺度的事情，首先需要深入微观的世界。你可以放心，本文用到的物理学还不会那么深奥。

(1) 连续谱与黑体辐射

我们先从恒星的连续谱开始，结合黑体辐射定律我们可以推出恒星表面的温度。物理学家发现，任何一个具有温度的物体,都会发光，我们称之为热辐射，比如人体在红外线波段会发光(不过肉眼看不见)。为了研究纯粹的热辐射，我们得研究一个不反射任何光线的玩意辐射光线的规律，我们把这种称为黑体。20世纪初，德国物理学家普朗克经过千辛万苦总结出了著名的黑体辐射定律。不要被这个专业的名词吓到，其实这个定律描述的就是不同温度的黑体所发出的光谱是什么样子的。

图11 黑体辐射的光谱

如图所示是各种不同温度下的黑体辐射的光谱，一个黑体会发出一段随着波长变化的连续光谱。你可以发现这段光谱呈现为一个先上升后下降的规律，就像一个小山峰。不同温度的黑体发出的峰值波长不同，温度越高的黑体,峰值波长会变得越短。

图12 不同光谱型的恒星光谱

太阳以及无数恒星的连续谱通常可以近似看成是黑体谱。因而，我们可以通过恒星的光谱，估算恒星表面所具有的温度。天文学家根据这一点将恒星光谱分成了许多类别，从高温到低温分别用O,B,A,F,G,K,M编号，并编了一段著名的的顺口溜来辅助记忆:“Oh，Be A Fine Girl(Guy) Kiss ME”。如上面的图所示，从上至下的光谱你会发现峰值的波长从蓝色一直慢慢移动到了红色，也就是说，恒星的温度逐渐降低。

黑体辐射在不同温度下呈现出不同的颜色,从高温到低温以此为蓝色、白色、黄色到红色。艺术作品中的蓝色给人以冷静的感觉，然而在恒星世界中，蓝色恒星却是炽热的代表。

(2) 线状光谱与原子的结构

元素周期表一号的氢原子所发出的可见光光谱，我们可以在波长656纳米、486纳米、434纳米、410纳米等位置看到几条发射线。

图13 不同化学元素的线状光谱

19世纪末的科学家就发现,只在某些特定波长处发光的线状光谱(吸收线与发射线)与发光(吸收)气体的化学组成有关。我们在一开始说过，不同频率(波长)的光子具有不同的能量,复习一下也就是“ 光子的能量=普朗克常数×频率”。因此也可以说成,某种特定的化学物质会发出一组特定能量的光。

为什么某种特定的化学物质只会发出某些特定能量的光子呢？

图14 氢原子的能级

随着20世纪初人们对物质内部结构的探寻,这个问题最终得到了解释。以氢原子为例，学过化学的同学们都知道，氢原子由一个质子和一个核外电子组成，电子绕着中间的质子运动。根据原子物理学理论，这个电子并不是想怎么运动就怎么运动,而是只能待在具有特定能量的运动状态上，我们称之为“ 能级”。以上图的氢原子能级为例,电子只能在具有能量为-13.6eV，-3.40eV,-1.51,-0.85eV等的能级上待着(注:不能把能级理解成电子绕原子核运动的轨道)。

我们给这些能级编个号，从最低的-13.6eV往上依次编号为n=1,2,3,4…。当电子处于编号1的能级上时，此时电子具有最低的能量，我们叫这个电子是位于“基态”的，而当电子处于2,3,4等编号上时，此时其所具有的能量会升高，我们称电子处于“激发态”上。电子在这些能级之间来回的跃迁，便可以用来解释光谱中观测到的现象。

图15 电子从高到低跃迁，发光

原子核外的束缚着的电子也具有类似的行为，只不过核外电子 只会在几个特定的能级之间跃迁，当电子从较高能量的能级跃迁到较低能量的能级时，会将两个能级的能量差以光子的形式释放出来，于是原子就发光了。而特定能量的光子又对应着特定的波长，于是，在光谱上我们看到了某个波长处的 发射线。

图16 电子吸收光子，从低到高跃迁

当发出连续光谱的光源入射到一团低温气体中时(气体中的电子大多处在较低的能级上)，若某个光子的能量正好等于气体原子的两个能级的能量差时，这个原子会把这个光子吸收，而其中的电子会从具有较低能量的能级跃迁到具有较高能量的能级中，于是乎，我们看到光谱中特定波长处的光被 吸收掉了。

图17 织女星光谱中的巴尔末跃变

除了发射线与吸收线，其实光谱中有时还能看到一个特征，比如会发现恒星在364.7纳米附近有一个连续谱突然的降低(如上图所示)。这是因为当入射光子的能量足够高，核外电子吃掉光子后竟能脱离原子核的束缚，变成具有连续能量自由自在的电子，我们称这个原子被“ 电离”了。比如，氢原子的电离势为13.6eV，只要入射光子的能量大于13.6eV(即波长小于91.2纳米)，或者撞上了动能大于13.6eV的原子，则氢原子就会丢失它唯一的电子小伙伴，若电子处于n=2的激发态上， 此时电离电子所需的能量会降低，只需入射波长小于364.7纳米的光，就能让原子电离，于是你就经常能看到光谱中该位置上的连续谱突然降低，俗名：“ 巴尔末跃变”。若一团物质由这种被电离的原子和自由电子组成时，我们称这团物质为“等离子体”，这是物质的第四态，宇宙中的大多数星际物质都处于被电离的状态。

说了这么多可能有点糊涂,其实只需要在脑袋里搞清楚这么几个术语及其对应的图像:

（1） 激发：吸收掉能量等于能级差的光子会让电子从低能级蹦跶到高能级。

（2） 退激发：电子从高能级蹦跶到低能级会发射能量等于能级差的光子。

（3） 电离：吸收掉能量大于“电离势”的光子会让原子失去电子小伙伴，被电离，电子变为自由电子。

图18 织女星光谱中的巴尔末吸收线

说了这么多,回到一开始我们提到的氢原子的光谱，其实这几条光谱都是由于电子从编号n>2的能级处跳到编号n=2的能级所发出来的光，瑞士物理学家巴尔末首先发现这几条线满足一个数学规律，因而如今也将这几条线归类为巴耳末系。其中最著名的线为位于656.3纳米处的Hα线，由编号n=3的能级跳到n=2的能级产生，其余的我们分别取名为Hβ(由4→2产生)，Hγ(由5→2产生)等等，其发光原理都是类似的。而上图所示的织女星光谱中有几个特别明显的吸收线，其实就是氢原子的巴尔末吸收线，只不过吸收是从反过来，从n=2跳到了上面的能级。

（1） 氢原子不止能产生巴尔末系的光谱,以上图所示,当电子在能级之间蹦跶的时候,能产生好几个线系,如从能级n=1蹦跶出去(或蹦跶回来的)叫莱曼线系，只不过由于巴尔末系正好落在可见光区域，而其他几个线系处在紫外红外的能级里，因而变成了最著名的一个线系。

（2） 上文只是简述了原子物理中最简单的一点模型，更细节的模型超出了本文的范围，对于存在多个电子的原子、离子、乃至分子，模型也会比氢原子复杂许多。不过最关键的一点是，它们都存在各种分立的能级，而且在这些能级之间转换的过程中，会伴随着能量的发射或吸收。

（3） 不是只有光子才能让电子在能级之间跃迁，比如原子和原子、自由电子之间的相互碰撞也会造成能量的传递导致电子的能级改变，这种情况叫做“碰撞激发”、“碰撞退激发”，或“碰撞电离”。

番外：看光谱，学天文

在上文中，铺垫了这么多理论人脑子都要晕了，还是得结合实践，接下来让我们体会几个天体物理中的光谱学例子

恒星元素有多少？

一句话总结：本段简介了如何用光谱推算恒星的元素丰度

图19 不同光谱型的恒星光谱

在前文中，我们铺垫了不少的理论知识。现在，让我们回看一下恒星的光谱，首先说明一下这些光谱其实 都是恒星大气层发出来的光，再里面的光是看不见的。 上图是不同表面温度下的恒星大气的光谱，从上大小依次温度从高到低，你会看到光谱上有许多密密麻麻的吸收线,这些吸收线对应着不同的化学物质。在图中标出了一部分这些化学物质的名称，现在问题来了，我们能从光谱中看出恒星中含有多少某种化学物质吗？

让我们耐下心来仔细地观测一下这组光谱（而不要光看我写的字），先注意一下 位于656纳米处的Hα线或486纳米处的Hβ线，回忆一下这是氢原子巴耳末系的吸收线。从O型星到M型星，氢线 一开始不太明显，而后逐渐变得明显，最后又逐渐变得不明显。我们还可以发现，钠、钙等重元素的谱线在不同温度下也不太一样，而在M型星中会出现许多的氧化钛分子的谱线。

这意味着什么呢？难道说高温的恒星和特别低温的恒星大气中的氢原子都变少了，难道说低温恒星主要是由分子组成的？先说结论， 看吸收线的强度来判断元素的丰度其实是不合理的。

20世纪初，印度物理学家萨哈提出了描述热平衡的等离子体中有多少原子被电离的 萨哈电离方程，而后美国女天文学家塞西莉亚佩恩结合萨哈的理论，在她的博士论文《恒星大气》中对恒星光谱展开了细致的分析，得出了太阳的大气 主要由氢元素组成，这冲击了当时的主流观点“太阳中的化学元素丰度与地壳一致”，但最终也被天文学家接受，改变了人类对恒星元素组成的认识。

看到了现象，而后需提出理论去解释，我们在此只定性的解释一下光谱吸收线在不同温度下产生变化的原因。

我们以氢的巴尔末线系为例。前文说过，要产生巴尔末吸收线，首先需要有大量的电子位于编号n=2的能级上。因此，我们在上面的光谱中看到的只是能级n=2的氢原子吸收出来的，而并没有表现出电子处在其他能级处的氢原子。当温度特别高的时候，由于恒星大气中的原子、离子、自由电子之类的热运动变得更加剧烈，因而会导致许多的氢原子被 碰撞电离，电离是啥意思，电离就是电子溜了离开原子了，氢原子旁边都没有电子了，自然也没法在某个波长吸收光子，所以， 在高温的状态下氢原子的谱线就变弱了。

当温度逐渐降低的时候，恒星大气里的原子离子们安分了许多，大部分原子没有被电离，处在n=2能级的原子也越来越多，于是乎氢线渐渐增强。不过， 当温度更低的时候，许多氢原子外的电子处在n=1的基态上，而不在n=2的位置处，然而巴尔末系是处在n=2的能级的电子导致的，结果 我们在光学波段内看到的巴尔末线系又降低了。

图20 不同温度下的谱线强度

除了氢原子，我们可以用理论计算出其他原子/离子在不同温度下的谱线强度,定量的计算这个问题需要用到 玻尔兹曼方程(描述不同能级电子数的占比)和 萨哈电离方程(描述被电离的原子和没被电离的原子的比例)。如上图所示横轴是温度，纵轴是不同温度下的谱线相对强度，你可以对着之前图32的恒星光谱感受一下这个变化过程。

恒星的光从内部穿越出来并不是像在真空中那么顺利的，我们最终看到的光谱，在它从恒星中传出来前其实历尽坎坷，要么是被吸收了,要么被散射了，这个过程需要用一个叫 辐射转移的理论过程来描述，如今的天文学家结合辐射转移理论和原子分子物理学，建立了 恒星大气模型，通过模型结合观测到的光谱，才能去分析出背后隐藏的物理量，比如恒星的元素丰度、表面重力加速度以及有效温度。

星云的色彩如何而来？

一句话总结：本段简介了如何用光谱解释星云的色彩的由来

图21 多彩的星云

星云，是恒星诞生的摇篮，也是恒星死亡后的归宿，是宇宙中由气体和尘埃组成的天体，它们在照片中表现出了千变万化、绚丽多彩的样貌。

图22 M57指环星云

在用RGB滤光片合成的真彩色图像中，很多星云都呈现出了以红色和蓝色为主的样貌。以上图的行星状星云M57为例，你可以看出它中间呈现为蓝色，外围呈现为红色。

图23 猎户座大星云

猎户座大星云是冬季星空中最为著名的目标，在照片中就像一个展翅的火鸟，这是一片壮丽的恒星形成区，以红色为主要的颜色基调。

图24 昴宿星团及周围的星云

昴宿星团是金牛座方向的疏散星团，在深度曝光的图像中，你可以看到这些炽热的蓝色恒星周围有着一片片蓝色的星云状物质。

(1) 从光谱看星云的色彩

这些星云的颜色为何如此绚烂？通过前文的铺垫，我想大家应该能反应出来，我们可以先看一看这些星云的光谱。

图25 M57被色散成了光谱

上图是行星状星云M57被色散开的样子，你会发现它在红色和蓝色的两个波长处会特别的明显。

图26 M57的光谱

当我们将M57星云的光谱展示出来的时候，你会惊喜的发现，原来红色主要来自656.3纳米的氢原子Hα发射线等，而在蓝色波段处的495.9纳米和500.7纳米处有两根明显的发射线，这是被电离掉两个电子后的氧离子发出的[OⅢ]线。(注:天文上习惯给没有被电离的写罗马数字Ⅰ，电离掉一个电子的写Ⅱ，以此类推Ⅲ就是电离掉两个电子)

对于M42猎户座大星云，你同样会发现它的光谱中有强烈的Hα发射线，和二次电离氧[OⅢ]。当然，你还能看到许多其他的发射线，比如巴尔末系的Hβ等、还有Hα附近的一次电离氮[NⅡ]。

上面两个能够自己发光的星云，被称为“ 发射星云”，而之前我们提到的昴星团星云和它们都不太相同，当观测这些背后星云的光谱时，你会发现它们 呈现出了恒星光谱的模样。这是因为昴星团星云其实是一堆尘埃，它散射了周围蓝色恒星的光，因而呈现为蓝色，这类星云也被叫做“ 反射星云”。而不是由于发射星云的蓝色的[OⅢ]线。

图27 Hubble望远镜拍摄的创生之柱

值得一提的是，正是由于星云通常只在几个特定的波长发射出光线,因而你看到的许多星云照片其实是用特制的 窄带滤光片所拍摄的,这种滤光片只允许发射线附近很窄的波长范围内的光透过,比如说，上图著名的创生之柱分别是用只允许透过[SⅡ], Hα和[OⅢ]的滤光片分别对应R,G,B通道后合成出彩色图片的，因而这样的照片其实反应的并不是肉眼能看到的真彩色，由于哈勃望远镜的照片最先使这种方式闻名，因而被亲切地称为“ 哈勃色”，这种“颜色”能直观地反应出星云发射线强度的分布。

(2) 发射星云为何会发光？

对于我们大多数人来说，看到这些美丽星云的照片，便会感慨一下宇宙的浪漫。而天文学家们的好奇心总是过剩的，他们不满足于现象本身，就算看到了发射星云的光谱，依旧想去进一步的理解为什么这些星云会发光。我们知道，一个原子/离子发光的前提是得有电子从高能级跳到了低能级，那么首先，得有某种机制让电子从低能级跑到高能级才是。就像前文做的那个比较费手机的实验，想让手机下落前，得把手机抬上去。

天文学家们通过研究发现，有好些物理过程可以让星云发光，比如“光致电离与复合辐射”，“碰撞激发与辐射退激发”，“荧光辐射”等等。这些名词听起来很吓人，但其实理解了其中的图像后也没有那么复杂。本段以氢的巴尔末线以及[OⅢ]发射线为例，简单地介绍一部分星云发光的原理。

光致电离与复合辐射：

图28 玫瑰星云及其中心的蓝色恒星

天文学家发现，在这些发光的星云之中，都会有许多能发出强烈的 紫外辐射的恒星，比如在恒星形成区中，有许多年轻的O、B型蓝色炽热恒星，而在行星状星云的中心，会有一颗发出强烈紫外辐射的白矮星， 用炽热的光芒加热着周围的气体。上图的玫瑰星云就是一片典型的恒星形成区。

还记得之前提到过，当这些紫外光子的能量大于13.6eV时，便会剥夺掉氢原子中的电子，将氢原子电离，而当紫外光子的能量大于其他某些元素原子的电离势时，该原子也会被电离，比如电离掉两个氧原子需要的能量是35.1eV。由于星云主要由氢元素组成,因而也会被叫做“ 电离氢区”或(HⅡ区)。

对于氢原子来说，被剥夺掉的电子并不依恋于自由自在的生活，它想回家，于是乎它又回到了原子核的怀抱之中(虽然不见得是原先离开的那个)。它先是回到了一个能量较高的能级，而后慢慢地朝较低的能级蹦跶，在这个过程中，它不断的释放出光子，便使星云发出了多彩的光芒。

图29 电离→复合→发光

如上图所示，我们将紫外辐射电离原子的过程叫做：“ 光致电离”，将电子回归原子并发光的过程叫做“ 复合辐射”，将电子一级一级向下蹦跶所产生的发射线叫做“ 复合线”。氢的巴尔末线系的发射线，如Hα、Hβ、Hγ等就是最具代表性的一组“复合线”。它们是电子从编号n>2的能级往下蹦跶到编号n=2处形成的。

为何说宇宙在膨胀？

一句话总结：本段简介了光谱的红移和宇宙的膨胀

图30 各种各样的星系

近年来，以SDSS斯隆数字化巡天为代表的巡天项目，积累了大量的星系图像/光谱观测数据。 星系是宇宙中由成千上亿的恒星、气体、尘埃以及“暗物质”组成的引力束缚系统，通常长成旋涡或椭球状、也有些长得不太规则，上面的图片中展示了典型的几类星系的样子。

图31 SDSS观测的宇宙大尺度结构

上图是由SDSS实际观测的大量星系绘制的宇宙大尺度结构图，你会发现，宇宙中的大尺度的物质分布，仿佛像一条条纤维之网。沿着这张图的半径，绘制的是 天体的“红移”，反映的是天体的距离。

谱线的“ 红移”或“ 蓝移”是天文光谱中最有代表性的现象，我相信你在很多科普中都看到过。

图32 SDSS观测到的一个星系的光谱

不过，按本文的风格我不会干讲概念，而首先会给你放一张光谱，上图展示的是SDSS观测到的一个星系的光谱，其中的 发射线来自星系中的电离气体，而连续谱来自大量的恒星的光的集合，注意我画箭头的那根发射线，那是我们提到过好几次的氢的Hα谱线。

还记得Hα谱线在地面实验室里的波长是多少吗，656.3纳米，换算成上图所用的单位也就是6563埃(Å)。可是你注意到实际上上图的Ha线在哪儿呢，都快到7000 Å后面去了。

谱线的波长变长了，也就是更“红”了，是的，这就是传说中的红移现象。

图33 红移与蓝移

20世纪初，著名天文学家哈勃观测到了 几乎所有星系光谱的谱线都发生了红移，若根据多普勒效应来解释这个现象，一个光源发出的光的波长如果变长了，说明这个光源在远离观测者运动，那么也就是说几乎所有的星系都在离我们而去。

图34  左:多普勒效应，右:宇宙学红移

后来，基于爱因斯坦广义相对论建立的宇宙学模型将谱线的红移解释为 宇宙空间本身在膨胀导致的。尽管宇宙学红移和多普勒效应的物理其实是不同的，但星系也是随着空间本身的膨胀离我们越来越远。你可以琢磨上面的配图来理解两者的区别。

结语

光谱是天体物理学研究中极为重要的观测手段，通过本文，读者应该能感受到天体物理并不是拍脑袋研究平行宇宙时空穿越的，而是实打实基于观测的科学。不过本文啰啰嗦嗦地写了上万字，但也只能给读者一个入门，还有诸多基于天文光谱的现象和理论，限于篇幅有限（写太长也不见得有人看），故留给各位继续探索~。

参考资料：

【1】Richard Walker ,《Analysis and Interpretation of Astronomical Spectra》

【2】Robinson, Keith ，《Spectroscopy: The Key to the Stars》

【3】 Ken M. Harrison ,《Grating Spectroscopes and How to Use Them》

【4】 Marc F. M. Trypsteen, Richard Walker,《Spectroscopy for Amateur Astronomers：Recording, Processing, Analysis and Interpretation》

【5】 Richard Walker,《Spectral Atlas for Amateur Astronomers A Guide to the Spectra of Astronomical Objects and Terrestrial Light Sources》

【6】 苏宜,《天文学新概论》

【7】 向守平,《天体物理概论》

【8】 李宗伟、肖兴华，《天体物理学》

【9】 J Tennyson,《Astronomical Spectroscopy: An Introduction to the Atomic and Molecular Physics of Astronomical Spectroscopy》

【10】杨福家，《原子物理学》

【11】格里菲斯，《量子力学概论》

【12】Richard O. Gray, Christopher J. Corbally，《Stellar Spectral Classification》

【13】Francis LeBlanc ,《An Introduction to Stellar Astrophysics》

【14】Erika Bohm-Vitense，《Introduction to Stellar Astrophysics》

【15】汪珍如,曲钦岳《恒星大气物理》

【16】Donald E. Osterbrock & Gary J. Ferland,《Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei》