普通天文学/光和其他电磁辐射的性质
光是一种能量介质，我们通过它感知和与周围环境互动。它是电磁辐射的可见频率范围，也包括不可见的电磁辐射形式，例如紫外线、红外线和无线电波。
与所有电磁辐射一样，光是由称为光子的能量包（或量子）传播的。这些光子是电力和磁力之间相互作用的单位，如原子中的电子之间相互作用的单位。根据观察光子的环境不同，光子可以表现得像粒子，也可以表现得像波。这个原理被称为波粒二象性。
电磁辐射的波状性质意味着它可以在图上绘制为垂直于波传播方向的振荡电场和磁场。这些振荡的频率用每秒的完整循环次数或赫兹来衡量。光子的特定频率将其放置在可能频率的光谱中的某个位置。这被称为电磁频谱。形成视觉光谱的频率范围介于 3.8×1014 赫兹（深红色）和 7.5×1014 赫兹（紫色）之间。
光速，用符号 c 表示，已被精确地测量为 299,792,458 m/s，大约每秒三十万公里，并且已被证明在真空中是恒定的。为了理论和实验目的，真空被定义为本质上没有物质的空间体积。光速是现代物理学的基本常数，无论观察者的运动如何，它都保持不变。因此，例如，如果你能够以光速的一半速度旅行，并且你测量了从前方到达的光的速度，你会测量到它以光速（3.00 x 108 m/s）到达。
由于光速在真空中是恒定的，对于给定的频率，光子将具有相应的波长，即波峰之间的距离。光子的频率和波长通过以下公式直接相关
其中 c 是光速的常规符号，通常以米每秒为单位，f 是光的频率，以赫兹为单位，λ 是波长，以米为单位。
给定光速为 3.00 × 108 米每秒，那么视觉光谱的波长范围约为 400 到 800 nm，或纳米。（纳米是 10−9 米，或十亿分之一米。）
400 nm 的较短波长对应于较高的频率，位于视觉光谱的蓝色端。同样，800 nm 的较长波长属于光谱的红色端。光子的实际能量随着波长减小（或频率增加）而增加。
爱因斯坦因将普朗克的理论应用于电磁学而获得了诺贝尔奖。
辐射源的强度是指其每单位表面积每单位时间发射的能量，其单位为焦耳/(米2 x 秒)。随着球形表面 I0 辐射的能量远离该表面，辐射强度随着距离的平方成反比下降（I=I0/d2），因为辐射是散开的。换句话说，观察者感知到的光源强度与光源距离的平方成反比。因此，对于光源距离的每增加一倍，强度就会下降四倍，或 2 × 2。
恒星物体（例如恒星）的亮度由它们辐射的光量及其与地球的距离决定。天空中一颗明亮的恒星实际上可能比一颗昏暗的恒星距离更远，但由于它更强烈并辐射出更多的光，因此看起来更近。
天文学家将恒星物体的光强度记录为数值星等。星等是一个对数刻度上的数字，它已经过标准化，因此星等上的 5 个步骤等于强度上的 100 倍。此外，星等的值增加时，光源的强度降低。
因此，星等为 2.0 的恒星比星等为 1.0 的恒星更暗。星等为 1.0 的恒星也比星等为 6.0 的恒星亮 100 倍。每个 +1.0 星等的增加相当于将强度除以 2.512。
星等刻度的参考点设置为零。曾经这是基于织女星，或 α Lyrae。最亮的恒星天狼星（α Canis Majoris）的星等为 −1.46。典型人的肉眼所能看到的极限星等被认为是 6.0。但是，人们在良好的条件下观察到比这更暗的恒星。通过使用望远镜的更大收集面积和相机的扩展记录能力，可以观察到更暗的恒星。
镜子通常由高度导电的材料（如金属）制成的平坦或弯曲表面。当光与镜面相互作用时，它会发生镜面反射。也就是说，照射到镜子的光束只在一个方向上反射。这个方向由反射定律决定，该定律指出，光反射出的与表面的角度与它接近表面的角度相同。
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| 在本图中，从物体到达眼睛的反射光线会产生在镜子后面倒置图像物体的幻觉。 |
光子相对于镜子的运动包括两个部分。第一个是平行于镜子的运动部分，第二个是垂直于镜子的部分。反射后，平行于镜子的部分保持不变。但是垂直的部分现在处于相反的方向。也就是说，它有效地“弹起”表面，就像橡胶球弹起地面一样。
当光与非反射表面相互作用时，一部分光会被表面吸收，其余部分会向随机方向散射。这种类型的反射称为漫反射，它导致环境光的照明效果。
被表面吸收的光的部分称为其反照率。反照率等级越低，它以漫射方式反射的光就越少。反照率等级低的表面对观察者来说看起来很暗，而反照率等级高的表面看起来很亮。表面的反照率等级可以告诉天文学家一些关于表面性质的信息。例如，覆盖着炭黑烟灰的表面将具有较低的反照率，而冰冷的表面将具有较高的反照率。
当光以一定角度穿过透明介质时，介质会使光子略微改变方向。这种角度变化被称为折射，光的弯曲角度由材料的折射率决定。
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| 在这个图示中，入射光束以 θ1 角照射到玻璃表面。一部分光能以 θ2 角折射通过玻璃。剩余的大部分光能以 θ'1 角反射。 |
光通过的两种材料的折射率可以用来通过斯涅尔定律确定角度的变化。对于折射率为n1 和n2 的材料，第一种材料中的角度θ1 决定了新材料中的角度θ2，如下所示
以下是相对于真空的一些常见透明材料的折射率（波长为 589 nm）
材料 指数 空气 1.003 水冰 1.331 水 1.333 石英 1.46 冕牌玻璃 1.52 重燧石玻璃 1.66 钻石 2.419
其中空气折射率是在海平面，水温在水的冰点，水温在 20 °C。
对于给定的透明材料，例如玻璃，光的折射随频率而变化。白光由各种能量的光子组成。光中的红色光子将以不同于蓝色光子的角度偏转。
如果光穿过两侧平行的透明材料，例如一块玻璃，光束将以与进入时相同的角度射出。但是，当两侧不平行时，角度将根据频率而变化。这是棱镜背后的原理。玻璃棱镜用于将来自光源的光子分离成从红色到蓝色的频率光谱。类似的原理是当阳光穿过水滴时产生彩虹的原因。
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| 折射率随频率变化，导致来自左侧的平行单色光线以不同的角度从棱镜射出。 |
一种专门用于显示辐射物体（例如恒星）光谱的仪器被称为分光镜。
早期的分光镜是用一系列棱镜构成的，这些棱镜会依次将光谱进一步分开。然而，这种排列的问题是，每个棱镜都会吸收一些通过的光。这限制了可以观察到的物体的亮度。一种称为衍射光栅的仪器，它是一面带有许多平行刻线的光栅，利用衍射原理产生仅有轻微强度损失的光谱。
艾萨克·牛顿发现光束只能被衍射到一定程度，不能再远了。衍射可以重新组合成白光。
透镜利用折射特性来弯曲来自远处物体的光，并使其看起来更近（或更远）。从简化的角度来说，透镜是一个以圆形方式“包裹”起来的棱镜，因此光线对称地弯曲。
但是，由于不同频率的光以不同的角度弯曲，因此光聚焦的点随频率而变化。透过透镜观察的观察者会看到靠近边缘的光源呈现彩虹般的外观。这被称为色差。
为了调整这种由于频率而导致的焦点变化，光学技师通常使用由不同材料（具有不同的折射率）制成的透镜组合。明智地使用材料和透镜形状将产生一个将所有光聚焦在相同距离处的透镜，产生高质量的图像，不会出现色差。
当您观察附近的物体时，它在您的视野中会占据一定的角度。也就是说，如果您有一条假想的直线从物体顶部到您的眼睛，以及一条类似的直线从物体底部到您的眼睛，那么这两条直线之间会有一个特定的角度。
随着物体越来越远，它在您的视野中所占的角度会不断减小，直到几乎变成一个点。来自物体顶部和底部的假想直线现在几乎平行。实际上，对于像恒星这样的天体，这些直线基本上是平行的。
为了放大物体的外观，必须修改入射光线的路径，使其不再平行，而是以一定角度进入您的眼睛。然后眼睛会感知到物体好像离得更近。
有两种常见的使平行光线以这种方式汇聚的方法。第一种方法使用弯曲的凹面镜。第二种方法利用玻璃等材料的折射能力将光线以一定角度向内重定向。
实现这一点所需的玻璃形状是凸透镜。靠近中心的透镜部分不需要太多曲率，因为它们只需要将光线轻微地弯曲到您的眼睛。然而，在透镜边缘，光线需要以更锐利的角度弯曲，因此透镜的侧面相互弯曲，就像棱镜一样。总体而言，透镜的侧面形成一个光滑的曲线，其斜率向边缘逐渐增加。
一个制作精良的凸透镜会使来自远处光源的平行光线聚焦在一个点上。当有多个这样的光源时，它们都会聚焦在一个平面上，称为焦平面。人眼可以感知这个平面的图像，结果是放大视野。如果图像没有聚焦在一个平面上，那么图像就会显得模糊。
光的另一种波状特性是在遇到障碍物时弯曲和扩散的趋势。任何光束也会随着距离的增加而扩散，因此不可能维持任意长度的紧密光束。衍射特性是限制远处物体分辨率的因素。
当一束相干光，例如激光产生的光，通过两个狭缝开口时，光线会像池塘中的涟漪一样从狭缝中辐射出来。来自两个狭缝的半圆形涟漪相互作用，有时叠加它们的波高，有时相互抵消。这被称为相长干涉和相消干涉。如果在这些涟漪相互作用的区域放置一个屏幕，就会出现交替的光亮和黑暗条带。
观测仪器的分辨率是对它可以用来区分两个非常靠近的点的程度的测量。例如，这两个点可能是双星系统中的两颗恒星。在天文观测中，分辨率通常以弧秒为单位测量。分辨率可能会因许多环境和质量条件而异，但它始终受到观测仪器孔径的限制。也就是说，任何特定望远镜都能达到的最佳分辨率是有限的。要获得更好的分辨率，需要更大的孔径。
要了解为什么会这样，想象一个只由两个相隔一定距离的垂直狭缝组成的望远镜，后面有一个观察屏幕。当来自远处恒星的光进入这个望远镜时，它会穿过狭缝，并在屏幕上形成干涉图案。光亮和黑暗条带之间的距离与光的波长成正比，与狭缝之间的距离成反比。因此，增加狭缝的分隔距离会减小每个条带的宽度。
现在假设有两颗恒星。它们都会在屏幕上形成光亮和黑暗的条带，这些条带可能会重叠。两颗恒星彼此越靠近，它们的干涉条带就越靠近，直到它们变得无法区分。但是，如果增加狭缝的分隔距离，那么条带就会变窄，恒星就可以再次区分。这是干涉仪背后的原理。
在普通望远镜中，分辨率由孔径决定。从这个角度看，望远镜可以被认为是一系列允许光线通过的狭缝，其中边缘的光线提供最大分辨率。通过在最大孔径之外添加一组收集外围光线的镜子，可以有效地增加孔径，从而提高望远镜的分辨率。
类似地，可以配置两个或多个望远镜协同工作，并提供至少等于其收集表面间距的孔径。这种装置被称为干涉仪，因为来自两个望远镜的图像通过衍射干涉过程进行整合。射电望远镜多年来一直成功地使用这种技术来实现非常高的分辨率。由于对极端精度的要求以及需要抑制任何振动，因此光学干涉仪更难建造。
反射光栅是表面经过非常精确刻划的一系列平行凹槽。凹槽呈锯齿形，每个凹槽由一个长而平坦的表面组成，该表面以略微的角度加工，边缘有一个尖锐的台阶。每个凹槽都很窄，大约每毫米 600 条线（每英寸 15,000 条）。
当光线从每个凹槽反射时，它会略微落后于来自相邻凹槽的光线。这种差异会产生干涉效应，在某些角度增强光线，而在其他角度抵消光线。光栅在破坏性地干涉光线方面非常有效，除了在一个特定的角度，在那里光线发生建设性干涉并产生峰值强度。该峰值的角度随光的波长而变化，因此会产生光谱。
除了传播方向外，光子还由电场和磁场组成。它们相互垂直，也与传播方向垂直。这被称为横波。这些垂直的场给光子一个方向。每个光子的场将在真空中传播时保持其方向。这种类型的场称为平面偏振。
通常，来自光源的光线由许多具有随机偏振的光子组成。但是，有可能让许多光子在相同的方向上定向，变得偏振。这种相干定向可以通过一片偏振材料来检测。当片材定向在偏振方向时，偏振光穿过。当片材旋转时，它传输的偏振光部分减少，直到最终，在偏振平面与之成直角时，它会阻挡所有偏振光。
光线可以通过从表面反射而变得部分偏振，例如阳光从水池中反射。反射的阳光为驾驶车辆的人提供眩光来源。由于这种光线是部分偏振的，因此使用偏光太阳镜有助于通过优先阻挡偏振光来减少眩光。
天文学家可以检查恒星光源以确定它是否是偏振光的来源。偏振的存在表明光源处或光线视线沿线存在某些物理特性。例如，磁场可以使光源偏振，电子的加速到接近光速也会使光源偏振。
当原子吸收光子时，能量迫使原子中的吸收电子进入激发态。电子改变其行为，实际上变得更有活力，并进入原子核周围的新轨道模式。足够能量的光子，或具有足够能量的光子的组合，甚至可以将电子从原子中击出。然后原子电离并获得正电荷。
由于小粒子的量子性质，原子中电子的能量变化被固定为非常特定的量。当具有这种能量的光子被电子捕获时，它必须跃迁到一个新的、更高的能级。因此，每个原子都有一个特定的能量带集合，它将在那里有利地吸收光子，这取决于其电子的当前能量状态。
当一束白光通过由相同类型原子组成的气体时，这些原子将倾向于吸收与电子跃迁到新能级所需的能量相匹配的那些频率的光。在气体另一侧观察光谱的观察者将看到这些能量被吸收的暗线。同样，从另一个角度观察气体的观察者将看到这些相同能量频率由原子发射的光带。
这种在特定波段选择性吸收光的特性在天文学中很重要，因为它使天文学家能够确定遥远天体的化学性质。例如，一颗恒星将辐射一个具有强或弱吸收带的光谱，这些吸收带是由其表面不同气体的数量决定的。记录和测量这些线的科学被称为光谱学。
当一个物体在太空中向我们移动时，它可能会向我们辐射光。我们接收到的光的速度不会改变。但是，在它传输的每个光波峰之间的时间间隔内，物体已经稍微向我们靠近了一点。因此，波长变短，看起来比正常情况更蓝。相应地，一个物体远离我们，它的波长会伸展，使它看起来更红。
这种红移或蓝移特性在天文学中有很多重要的应用。它可以用来测量遥远天体（如星系）向我们移动或远离我们的速度。对于旋转的物体，我们可以通过比较朝我们旋转的边缘的蓝移和远离我们旋转的边缘的红移来测量旋转速度。我们还通过光谱朝蓝端或红端规律的振荡发现了双星，因为恒星绕其伴星运行。
光谱学涉及观察光谱。光谱是当你将来自光源的光通过棱镜或光栅散射颜色并查看特定波长处的光量时获得的结果。通过这样做，你可以获得大量信息。
因此，让我们拿一个光谱仪并将其指向荧光灯泡或星云之类的物体。你将看到的是，光线不是连续的所有颜色或波长的彩虹，而是实际上是来自不同明确定义的波长的光的组合。你会看到线条。
这些线的原因是，荧光灯中气体中的电子只能处于某些能级。当你对荧光灯泡中的气体做些什么来使其充满能量时，原子中气体中的电子会移动到更高的能级轨道，这些轨道被称为激发态。它们会在这
检测到的光谱提供了对发射光谱的物体的成分的洞察。每种元素和材料都有其独特的能级集合和独特的谱线，通过将发射光谱的谱线与已知元素的谱线进行比较，可以发现物体的成分。
当你给原子添加能量时，电子会移动到更高的能级。当电子放松并向下移动能级时，它会为其进行的每次跃迁发射一个光粒子。由于每种能量都与特定的颜色相关联，因此每次跃迁都会发出单一波长的光。刺激和再发射之间的时间非常快（如微秒），但有些材料从高能态到低能态的跃迁需要很长时间。例如，夜光贴纸。当你将其暴露在光线下时，它会使一些电子进入高能级，而电子恢复到其原始状态需要几秒钟到几分钟的时间。
人们可以从物体的光谱中发现有关该物体的其他信息。例如，当你提高温度时，最终会有越来越多的电子处于更高的能级，这会影响光谱，因为你最终会得到更强的谱线。但是，如果你将温度提高到一定程度以上，电子会完全离开原子，并且谱线会变弱。
您还可以发现物体的压力和密度。随着压力和密度的增加，粒子相互作用改变电子能级到更高或更低能级的可能性也随之增加。这导致谱线变宽，因为电子不一定能从特定能级开始和结束。
如果将压力和密度提高到足够高，电子将不再有足够的时间停留在某个能级上，因此谱线会变宽，形成所谓的连续光谱。连续光谱由固体、液体或高压气体发射。由于电子不再受限于特定的能级和特定波长，电子将经常发射低能红外光子而不是可见光光子。因此，发射连续光谱的物体（如灯泡，特别是白炽灯泡）会比发射更离散光谱的物体（如荧光灯泡）在较低频率（称为热量）处发射更多的能量。由于能量守恒，荧光灯泡几乎在几个波长处非常有效地发射其所有能量，而白炽灯泡会将其大部分能量以热量的形式发射。因此，荧光灯泡会将电能更有效地转换为光能。
还有一种非常常见的光谱类型。如果您将气体暴露在不同波长的光线下，如果其中一个波长恰好与气体中能级之间的差值相匹配，它将在该特定波长处吸收光线。因此，如果您有一束连续光谱的光源，将其穿过它前面的冷气体，您就会产生一种被称为吸收光谱的东西。大多数恒星发射吸收光谱，因为恒星的凉爽上层吸收了由恒星的炽热下层发出的光线。
到目前为止，我们一直在讨论可见光，但光谱学原理适用于其他类型的电磁辐射，其中可见光只是整个波长范围内的一小部分。您可能有伽马射线或 X 射线光谱（波长比可见光短），以及微波和红外光谱（波长比可见光长）。最大的区别在于产生辐射的原因。原子不同状态之间的能级差通常是可见光光子的能量。X 射线光子会将电子直接从原子中撞出，因此 X 射线不能由电子在原子能级之间跃迁产生。然而，当原子核在不同的核能级之间跃迁时，就会产生 X 射线。相反，当分子在“摆动”时在能量状态之间移动时，就会产生微波辐射。因此，通过观察微波，您可以通过检测光谱中的微波来检测寒冷的分子气体云。相反，通过将微波发送到包含水的物体中，分子将被诱导“摆动”，或者换句话说，加热。同时，微波将穿过那些能级与微波不匹配的物体（空气或陶瓷）。因此，如果您将一杯咖啡放入微波炉中，所有能量都会被咖啡吸收，而不是被杯子或空气吸收。
关于光谱学的最后一件事。光谱仪受许多因素的影响，并且每个物体都有不同的光谱，了解影响光谱仪的因素以及如何从光谱仪中获取这些信息是天文学的重要组成部分。
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