普通天文学/光和其他电磁辐射的特性
光是一种能量介质，我们通过它感知和与我们的环境互动。它是电磁辐射的可见频率范围，也包括电磁辐射的不可见形式，如紫外线、红外线和无线电波。
像所有电磁辐射一样，光是由称为光子的单个能量包（或量子）传输的。这些光子是电和磁的组合力在其他粒子之间（例如与原子相关的电子）传递的单位。根据观察光子的环境，光子可以表现得像粒子，也可以表现得像波。这一原理被称为波粒二象性。
电磁辐射的波状特性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。这些振荡的频率以每秒的完整循环次数或赫兹来测量。光子的特定频率将其置于可能的频率光谱中的某个位置。这被称为电磁波谱。形成可见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，已被精确测量为299,792,458 m/s，或大约三十万公里/秒，并且已被证明在真空中是恒定的。为了理论和实验的目的，真空被定义为基本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，它都保持恒定。因此，例如，如果你能够以光速的一半旅行，并且你测量了来自前方光到达的速度，你将测量它到达的速度为光速（3.00 x 108 m/s）。
由于光速在真空中是恒定的，因此对于给定的频率，光子将具有相应的波长，或者波峰之间的距离。光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/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。
鉴于光速为3.00 × 108米/秒，则可见光谱的波长范围约为400至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，位于可见光谱的蓝色端。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的减小（或频率的增加）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。
辐射源的强度是指它每单位表面积每单位时间发射的能量，单位为焦耳/(米2 x 秒)。当球形表面辐射的能量I0远离该表面时，辐射强度随着距离的平方反比而降低（I=I0/d2），因为辐射会扩散。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。天空中明亮的恒星实际上可能比暗淡的恒星远得多，但由于它更强烈并辐射更多光，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。星等是对数刻度上的一个数字，该刻度已标准化，因此星等变化5级相当于强度变化100倍。此外，星等值增加时，光源强度降低。
因此，星等为2.0的恒星比星等为1.0的恒星暗。星等为1.0的恒星也比星等为6.0的恒星亮100倍。每增加+1.0星等相当于将强度除以2.512。
星等标度的参考点设置为零。曾经，它是基于织女星或α Lyrae。最亮的恒星天狼星（α 大犬座）的星等为−1.46。典型人用肉眼所能看到的极限星等被认为是6.0。但是，在良好的条件下，人们已经观察到比这更暗的恒星。使用望远镜更大的集光面积和照相机的扩展记录能力，可以观察到更暗的恒星。
镜子是一个平坦或弯曲的表面，通常由高导电材料（如金属）制成。当光与镜面相互作用时，会发生镜面反射。也就是说，照射到镜子上的一束光只在一个方向上反射。这个方向由反射定律决定，该定律指出光反射时的表面角与它入射时的表面角相同。
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| 在此图示中，从物体到达眼睛的反射光线产生了物体在镜子后面反向图像的幻觉。 |
光子相对于镜子的运动由两个分量组成。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，垂直部分现在方向相反。也就是说，它有效地“弹起”表面，就像橡胶球从地面弹起一样。
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。
表面吸收的光的部分称为其反照率。反照率等级越低，它以漫反射方式反射的光越少。反照率等级低的表面在观察者看来是暗的，而反照率等级高的表面看起来是亮的。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，覆盖有碳烟的表面将具有低反照率，而冰面将具有较高的反照率。
当光以一定角度穿过透明介质时，材料会导致光子稍微改变方向。这种角度变化称为折射，光弯曲的角度由材料的折射率决定。
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| 在此图示中，入射光束以角度θ1照射到玻璃表面。一部分光能以角度θ2折射穿过玻璃。剩余的大部分光能以角度θ'1反射。 |
光线通过的两种材料的折射率可用于通过斯涅耳定律确定角度变化。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
以下是某些常见透明材料相对于真空的折射率（波长为 589 纳米）。
材料 折射率 空气 1.003 水冰 1.331 水 1.333 石英 1.46 冕牌玻璃 1.52 重火石玻璃 1.66 钻石 2.419
其中，空气的折射率是在海平面、水在冰点时的温度下测得的，水的温度为 20 摄氏度。
对于特定的透明材料，例如玻璃，光的折射会随着频率而变化。白光由各种能量的光子组成。光中的红色光子将以与蓝色光子不同的角度偏转。
如果光穿过具有平行侧面的透明材料，例如一块玻璃，则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。这就是棱镜背后的原理。玻璃棱镜用于将光源的光子分离成从红到蓝的频率光谱。类似的原理也会在阳光穿过水滴时产生彩虹。
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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。 |
专门设计用于显示辐射物体（例如恒星）光谱的仪器称为分光镜。
早期的分光镜是用一系列棱镜构建的，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，它是一面带有系列刻划平行凹槽的镜子，利用衍射原理产生光谱，而强度损失很小。
艾萨克·牛顿发现光束只能衍射到一定程度，不能再远了。衍射的光可以重新组合成白光。
透镜利用折射的特性来弯曲来自远处物体的光，并使其看起来更近（或更远）。从简化的意义上说，透镜是一个以圆形“包裹”起来的棱镜，因此光线对称地弯曲。
然而，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色彩。这被称为色差。
为了调整这种频率聚焦的变化，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能够将所有光聚焦在相同距离处的透镜，从而产生高质量的图像，不会出现色差。
当你观察附近的物体时，它会在你的视野中占据一定的角度。也就是说，如果你有一条从物体顶部到你的眼睛的假想线，以及一条从物体底部到你的眼睛的类似线，那么这两条线之间会有一定的角度。
随着物体逐渐远离，它在视野中占据的角度逐渐减小，直到几乎成为一个点。从物体顶部和底部到眼睛的假想线现在几乎平行。事实上，对于像恒星这样的天文物体，这些线基本上是平行的。
为了放大物体的外观，需要修改入射光线的路径，使它们不再平行，而是以一定角度进入你的眼睛。然后，眼睛会感知物体仿佛离得更近。
有两种常见的方法可以使平行光线以这种方式汇聚。第一种涉及使用弯曲的凹面镜。第二种利用玻璃等材料的折射能力以一定角度将光线重新导向内部。
实现这一目标所需的玻璃形状是凸透镜。靠近中心的透镜部分需要很少的曲率，因为它们只需要稍微将光线弯曲到你的眼睛。然而，在透镜的边缘，光线需要以更锐利的角度弯曲，因此透镜的侧面像棱镜一样彼此弯曲。总的来说，透镜的侧面形成一条平滑的曲线，该曲线向边缘逐渐增加斜率。
一个制作精良的凸透镜会使来自远处光源的平行光聚焦在一个点上。当有多个这样的光源时，每个光源都聚焦在一个平面上的一个点上，这个平面称为焦平面。人眼可以感知这个平面的图像，结果就是放大了视野。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，因此无法保持任意长度的紧密光束。衍射的特性限制了远处物体的分辨率。
当一束相干光（例如激光产生的光）通过两个狭缝时，光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，有时会叠加它们的波高，有时会相互抵消。这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，则会出现交替的光带和暗带。
观测仪器的分辨率是衡量它能够用来区分两个非常靠近的点的能力。例如，这两个点可以是双星系统中的两颗恒星。在天文观测中，分辨率通常以角秒为单位测量。分辨率会因许多环境和质量条件而异，但始终受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。
要了解其中的原因，想象一个仅由两个垂直狭缝（间隔一定距离）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。光带和暗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，增加狭缝的分离将减小每个带的宽度。
现在假设有两颗恒星。它们都会在屏幕上形成明暗相间的条纹，这些条纹可能会重叠。两颗恒星彼此越靠近，它们的干涉条纹就越靠近，直到它们变得无法区分。但是，如果增加狭缝的分离距离，那么条纹就会变窄，恒星又能被区分开了。这就是干涉仪背后的原理。
在普通望远镜中，分辨率由孔径决定。在这方面，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的分辨率。可以通过在最大孔径外部添加一组收集外围光线的镜子来提高望远镜的分辨率，从而有效地增加孔径。
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分离距离的孔径。这种设置称为干涉仪，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。光学干涉仪更难建造，因为需要极高的精度，并且需要抑制任何振动。
反射光栅是表面经过非常精确刻划的一系列平行沟槽。这些沟槽具有锯齿状图案，每个沟槽由一个长而平坦的表面构成，该表面以轻微的角度加工而成，边缘有一个锋利的台阶。每个沟槽都非常窄，大约每毫米600条线（每英寸15,000条）。
当光线从每个沟槽反射时，它会略微落后于来自相邻沟槽的光线。这种差异会产生干涉效应，增强某些角度的光线，并在其他角度抵消光线。光栅非常有效地破坏性地干涉光线，除了一个特定的角度，在那里光线发生相长干涉并产生峰值强度。此峰值的角度随光波长而变化，因此产生光谱。
除了传播方向外，光子还由电场和磁场组成。它们彼此垂直，也与传播方向垂直。这被称为横波。这些垂直的场赋予光子一个方向。每个光子的场在真空中传播时会保持其方向。这种类型的场称为平面偏振。
通常，来自光源的光由大量具有随机偏振的光子组成。但是，一些光子有可能以相同的方向定向，从而变得偏振。可以通过偏振材料片检测这种相干方向。当片材以偏振方向定向时，偏振光会穿过。随着片材的旋转，它传输的偏振光部分逐渐减少，直到最终，在与偏振平面成直角时，它会阻挡所有偏振光。
光可以通过从表面反射而部分偏振，例如阳光从水池中反射。反射的阳光为驾驶车辆的人提供了眩光源。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或沿光线视线方向存在某些物理特性。例如，磁场可以使光源偏振，电子加速到接近光速的速度也可以使光源偏振。
当原子吸收一个光子时，能量会迫使原子中吸收的光电子进入激发态。电子改变其行为，有效地变得更有能量并进入围绕原子核的新轨道模式。能量足够高的光子，或者能量足够的光子的组合，甚至可以将电子从原子中击出。然后原子被电离并获得净正电荷。
由于小粒子的量子特性，原子中电子的能量变化被固定为非常特定的量。当一个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能级。因此，每个原子都有一组特定的能带，在这些能带中，它会优先吸收光子，具体取决于其电子的当前能态。
当白光穿过由相同类型原子组成的气体时，这些原子会倾向于吸收与电子跃迁到新能级所需的能量相匹配的频率的光。在气体另一侧观察光谱的观察者会看到暗线，这些能量已被吸收。同样，从另一个角度观察气体的观察者会看到光带，这些相同能量频率的光是由原子发射的。
这种在特定波段选择性吸收光的特性在天文学中很重要，因为它允许天文学家确定遥远天体的化学性质。例如，恒星会辐射出具有强或弱吸收带的光谱，这些吸收带由其表面上不同气体的数量决定。记录和测量这些谱线的科学称为光谱学。
当一个物体在太空中向我们移动时，它可能会向我们的方向辐射光线。我们接收到的光的速度不会改变。但是，在它发射的光波中每个波峰之间的时间间隔内，该物体已经稍微向我们靠近了一些。因此，波长变短，看起来比正常情况下更蓝。相应地，远离我们的物体其波长会被拉长，使其看起来更红。
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。对于旋转的天体，我们可以通过比较朝向我们的旋转边缘的蓝移与远离我们的旋转边缘的红移来测量其自转速度。我们还通过恒星围绕伴星运行时光谱向蓝端或红端的有规律振荡发现了双星。
光谱学涉及观察光的谱线。当您取光源的光并通过棱镜或光栅散射颜色，然后观察特定波长处的多少光时，就会得到光谱。通过这样做，您可以获得大量信息。
所以让我们拿一个分光镜对准荧光灯泡或星云。您会看到，光线不是连续的彩虹色或波长，而是不同明确定义的波长的光的组合。您会看到谱线。
出现这些谱线的原因是荧光灯中气体的电子只能处于某些能级。当您对荧光灯泡中的气体进行能量激发时，原子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。它们会在这些激发态停留一段时间，从几毫秒到几秒不等。当电子从高能级下降到低能级时，它们会以波长为特定能量（以及相应的波长）的光发射，该能量等于这两个能级之间的差异。这被称为发射光谱。
检测到的光谱可以深入了解发射光谱的物体的成分。每种元素和材料都有一组独特的能级和独特的谱线，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。
当您向原子中添加能量时，电子会移动到更高的能级。当电子放松并向下移动能级时，它会为每次跃迁发射一个光粒子。由于每个能量都与特定的颜色相关联，因此每次跃迁都会在单个波长处发出光。刺激和再发射之间的时间非常快（例如微秒），但有些材料从高能级到低能级的跃迁需要很长时间。夜光贴纸就是一个例子。当您将其暴露在光线下时，它会将一些电子激发到高能级，并且电子恢复到原始状态需要几秒到几分钟的时间。
人们还可以从物体的光谱中发现其他信息。例如，随着温度的升高，您最终会在更高的能级上获得越来越多的电子，这会影响光谱，导致谱线变得更强。但是，如果将温度提高到一定程度以上，电子就会完全离开原子，谱线就会变弱。
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会增加。这会导致谱线变宽，因为电子不太可能从特定能级开始和结束。
如果压力和密度足够大，电子将没有足够的时间停留在某个能级上，因此谱线会变宽，形成所谓的连续谱。连续谱是由固体、液体或高压气体发射的。由于电子不再局限于特定的能级和特定的波长，因此电子通常会发射低能量的红外光子而不是可见光光子。因此，发射连续谱的物体（例如灯泡，特别是白炽灯泡）会将其大部分能量以较低频率（称为热量）的形式发射出来，而发射更离散谱的物体（例如荧光灯泡）则不会。由于能量守恒，荧光灯泡非常有效地将其几乎所有能量都发射在少数几个波长上，而白炽灯泡则将其大部分能量以热的形式发射出来。因此，荧光灯泡将电能转化为光的效率更高。
还有一种非常常见的谱类型。如果你用不同波长的光照射气体，并且其中一个波长恰好与气体中能级的差异相匹配，它就会吸收该特定波长的光。因此，如果你有一个连续谱的光源，并将其穿过前面的冷气体，你就会产生所谓的吸收谱。大多数恒星都发射吸收谱，因为恒星的冷上层吸收了由恒星热下层发射的光线。
到目前为止，我们一直在讨论可见光，但光谱学的原理也适用于其他类型的电磁辐射，可见光只是整个波长范围内的一小部分。你可以有伽马射线或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量差异通常是可见光粒子的能量。X射线光子会将电子从原子中击出，因此X射线不能由电子在原子能级之间跃迁产生。然而，X射线是在原子核在不同的核能级之间跃迁时产生的。相反，当分子在“摆动”时在能量状态之间移动时，可以产生微波辐射。因此，通过观察微波，你可以通过检测光谱中的微波来检测分子气体的冷云。相反，通过向含有水的物体发送微波，可以诱导分子“摆动”，或者换句话说，加热。同时，微波会穿过其能级与微波不匹配的物体（空气或陶瓷）。因此，如果你在微波炉中放一杯咖啡，所有的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点。分光镜受许多因素的影响，并且那里每个物体都有不同的光谱，了解哪些因素会影响分光镜以及如何从分光镜中获取这些信息是天文学的重要组成部分。
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