普通天文學/光和其他電磁輻射的性質
光是一種能量介質，我們透過它感知和與周圍環境互動。它是電磁輻射的可見頻率範圍，也包括不可見的電磁輻射形式，例如紫外線、紅外線和無線電波。
與所有電磁輻射一樣，光是由稱為光子的能量包（或量子）傳播的。這些光子是電力和磁力之間相互作用的單位，如原子中的電子之間相互作用的單位。根據觀察光子的環境不同，光子可以表現得像粒子，也可以表現得像波。這個原理被稱為波粒二象性。
電磁輻射的波狀性質意味著它可以在圖上繪製為垂直於波傳播方向的振盪電場和磁場。這些振盪的頻率用每秒的完整迴圈次數或赫茲來衡量。光子的特定頻率將其放置在可能頻率的光譜中的某個位置。這被稱為電磁頻譜。形成視覺光譜的頻率範圍介於 3.8×1014 赫茲（深紅色）和 7.5×1014 赫茲（紫色）之間。
光速，用符號 c 表示，已被精確地測量為 299,792,458 m/s，大約每秒三十萬公里，並且已被證明在真空中是恆定的。為了理論和實驗目的，真空被定義為本質上沒有物質的空間體積。光速是現代物理學的基本常數，無論觀察者的運動如何，它都保持不變。因此，例如，如果你能夠以光速的一半速度旅行，並且你測量了從前方到達的光的速度，你會測量到它以光速（3.00 x 108 m/s）到達。
由於光速在真空中是恆定的，對於給定的頻率，光子將具有相應的波長，即波峰之間的距離。光子的頻率和波長透過以下公式直接相關
其中 c 是光速的常規符號，通常以米每秒為單位，f 是光的頻率，以赫茲為單位，λ 是波長，以米為單位。
給定光速為 3.00 × 108 米每秒，那麼視覺光譜的波長範圍約為 400 到 800 nm，或奈米。（奈米是 10−9 米，或十億分之一米。）
400 nm 的較短波長對應於較高的頻率，位於視覺光譜的藍色端。同樣，800 nm 的較長波長屬於光譜的紅色端。光子的實際能量隨著波長減小（或頻率增加）而增加。
愛因斯坦因將普朗克的理論應用於電磁學而獲得了諾貝爾獎。
輻射源的強度是指其每單位表面積每單位時間發射的能量，其單位為焦耳/(米2 x 秒)。隨著球形表面 I0 輻射的能量遠離該表面，輻射強度隨著距離的平方成反比下降（I=I0/d2），因為輻射是散開的。換句話說，觀察者感知到的光源強度與光源距離的平方成反比。因此，對於光源距離的每增加一倍，強度就會下降四倍，或 2 × 2。
恆星物體（例如恆星）的亮度由它們輻射的光量及其與地球的距離決定。天空中一顆明亮的恆星實際上可能比一顆昏暗的恆星距離更遠，但由於它更強烈並輻射出更多的光，因此看起來更近。
天文學家將恆星物體的光強度記錄為數值星等。星等是一個對數刻度上的數字，它已經過標準化，因此星等上的 5 個步驟等於強度上的 100 倍。此外，星等的值增加時，光源的強度降低。
因此，星等為 2.0 的恆星比星等為 1.0 的恆星更暗。星等為 1.0 的恆星也比星等為 6.0 的恆星亮 100 倍。每個 +1.0 星等的增加相當於將強度除以 2.512。
星等刻度的參考點設定為零。曾經這是基於織女星，或 α Lyrae。最亮的恆星天狼星（α Canis Majoris）的星等為 −1.46。典型人的肉眼所能看到的極限星等被認為是 6.0。但是，人們在良好的條件下觀察到比這更暗的恆星。透過使用望遠鏡的更大收集面積和相機的擴充套件記錄能力，可以觀察到更暗的恆星。
鏡子通常由高度導電的材料（如金屬）製成的平坦或彎曲表面。當光與鏡面相互作用時，它會發生鏡面反射。也就是說，照射到鏡子的光束只在一個方向上反射。這個方向由反射定律決定，該定律指出，光反射出的與表面的角度與它接近表面的角度相同。
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| 在本圖中，從物體到達眼睛的反射光線會產生在鏡子後面倒置影像物體的幻覺。 |
光子相對於鏡子的運動包括兩個部分。第一個是平行於鏡子的運動部分，第二個是垂直於鏡子的部分。反射後，平行於鏡子的部分保持不變。但是垂直的部分現在處於相反的方向。也就是說，它有效地“彈起”表面，就像橡膠球彈起地面一樣。
當光與非反射表面相互作用時，一部分光會被表面吸收，其餘部分會向隨機方向散射。這種型別的反射稱為漫反射，它導致環境光的照明效果。
被表面吸收的光的部分稱為其反照率。反照率等級越低，它以漫射方式反射的光就越少。反照率等級低的表面對觀察者來說看起來很暗，而反照率等級高的表面看起來很亮。表面的反照率等級可以告訴天文學家一些關於表面性質的資訊。例如，覆蓋著炭黑煙灰的表面將具有較低的反照率，而冰冷的表面將具有較高的反照率。
當光以一定角度穿過透明介質時，介質會使光子略微改變方向。這種角度變化被稱為折射，光的彎曲角度由材料的折射率決定。
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| 在這個圖示中，入射光束以 θ1 角照射到玻璃表面。一部分光能以 θ2 角折射透過玻璃。剩餘的大部分光能以 θ'1 角反射。 |
光透過的兩種材料的折射率可以用來透過斯涅爾定律確定角度的變化。對於折射率為n1 和n2 的材料，第一種材料中的角度θ1 決定了新材料中的角度θ2，如下所示
以下是相對於真空的一些常見透明材料的折射率（波長為 589 nm）
材料 指數 空氣 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 鑽石 2.419
其中空氣折射率是在海平面，水溫在水的冰點，水溫在 20 °C。
對於給定的透明材料，例如玻璃，光的折射隨頻率而變化。白光由各種能量的光子組成。光中的紅色光子將以不同於藍色光子的角度偏轉。
如果光穿過兩側平行的透明材料，例如一塊玻璃，光束將以與進入時相同的角度射出。但是，當兩側不平行時，角度將根據頻率而變化。這是稜鏡背後的原理。玻璃稜鏡用於將來自光源的光子分離成從紅色到藍色的頻率光譜。類似的原理是當陽光穿過水滴時產生彩虹的原因。
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| 折射率隨頻率變化，導致來自左側的平行單色光線以不同的角度從稜鏡射出。 |
一種專門用於顯示輻射物體（例如恆星）光譜的儀器被稱為分光鏡。
早期的分光鏡是用一系列稜鏡構成的，這些稜鏡會依次將光譜進一步分開。然而，這種排列的問題是，每個稜鏡都會吸收一些透過的光。這限制了可以觀察到的物體的亮度。一種稱為衍射光柵的儀器，它是一面帶有許多平行刻線的光柵，利用衍射原理產生僅有輕微強度損失的光譜。
艾薩克·牛頓發現光束只能被衍射到一定程度，不能再遠了。衍射可以重新組合成白光。
透鏡利用折射特性來彎曲來自遠處物體的光，並使其看起來更近（或更遠）。從簡化的角度來說，透鏡是一個以圓形方式“包裹”起來的稜鏡，因此光線對稱地彎曲。
但是，由於不同頻率的光以不同的角度彎曲，因此光聚焦的點隨頻率而變化。透過透鏡觀察的觀察者會看到靠近邊緣的光源呈現彩虹般的外觀。這被稱為色差。
為了調整這種由於頻率而導致的焦點變化，光學技師通常使用由不同材料（具有不同的折射率）製成的透鏡組合。明智地使用材料和透鏡形狀將產生一個將所有光聚焦在相同距離處的透鏡，產生高質量的影像，不會出現色差。
當您觀察附近的物體時，它在您的視野中會佔據一定的角度。也就是說，如果您有一條假想的直線從物體頂部到您的眼睛，以及一條類似的直線從物體底部到您的眼睛，那麼這兩條直線之間會有一個特定的角度。
隨著物體越來越遠，它在您的視野中所佔的角度會不斷減小，直到幾乎變成一個點。來自物體頂部和底部的假想直線現在幾乎平行。實際上，對於像恆星這樣的天體，這些直線基本上是平行的。
為了放大物體的外觀，必須修改入射光線的路徑，使其不再平行，而是以一定角度進入您的眼睛。然後眼睛會感知到物體好像離得更近。
有兩種常見的使平行光線以這種方式匯聚的方法。第一種方法使用彎曲的凹面鏡。第二種方法利用玻璃等材料的折射能力將光線以一定角度向內重定向。
實現這一點所需的玻璃形狀是凸透鏡。靠近中心的透鏡部分不需要太多曲率，因為它們只需要將光線輕微地彎曲到您的眼睛。然而，在透鏡邊緣，光線需要以更銳利的角度彎曲，因此透鏡的側面相互彎曲，就像稜鏡一樣。總體而言，透鏡的側面形成一個光滑的曲線，其斜率向邊緣逐漸增加。
一個製作精良的凸透鏡會使來自遠處光源的平行光線聚焦在一個點上。當有多個這樣的光源時，它們都會聚焦在一個平面上，稱為焦平面。人眼可以感知這個平面的影像，結果是放大視野。如果影像沒有聚焦在一個平面上，那麼影像就會顯得模糊。
光的另一種波狀特性是在遇到障礙物時彎曲和擴散的趨勢。任何光束也會隨著距離的增加而擴散，因此不可能維持任意長度的緊密光束。衍射特性是限制遠處物體解析度的因素。
當一束相干光，例如雷射產生的光，透過兩個狹縫開口時，光線會像池塘中的漣漪一樣從狹縫中輻射出來。來自兩個狹縫的半圓形漣漪相互作用，有時疊加它們的波高，有時相互抵消。這被稱為相長干涉和相消干涉。如果在這些漣漪相互作用的區域放置一個螢幕，就會出現交替的光亮和黑暗條帶。
觀測儀器的解析度是對它可以用來區分兩個非常靠近的點的程度的測量。例如，這兩個點可能是雙星系統中的兩顆恆星。在天文觀測中，解析度通常以弧秒為單位測量。解析度可能會因許多環境和質量條件而異，但它始終受到觀測儀器孔徑的限制。也就是說，任何特定望遠鏡都能達到的最佳解析度是有限的。要獲得更好的解析度，需要更大的孔徑。
要了解為什麼會這樣，想象一個只由兩個相隔一定距離的垂直狹縫組成的望遠鏡，後面有一個觀察螢幕。當來自遠處恆星的光進入這個望遠鏡時，它會穿過狹縫，並在螢幕上形成干涉圖案。光亮和黑暗條帶之間的距離與光的波長成正比，與狹縫之間的距離成反比。因此，增加狹縫的分隔距離會減小每個條帶的寬度。
現在假設有兩顆恆星。它們都會在螢幕上形成光亮和黑暗的條帶，這些條帶可能會重疊。兩顆恆星彼此越靠近，它們的干涉條帶就越靠近，直到它們變得無法區分。但是，如果增加狹縫的分隔距離，那麼條帶就會變窄，恆星就可以再次區分。這是干涉儀背後的原理。
在普通望遠鏡中，解析度由孔徑決定。從這個角度看，望遠鏡可以被認為是一系列允許光線透過的狹縫，其中邊緣的光線提供最大解析度。透過在最大孔徑之外新增一組收集外圍光線的鏡子，可以有效地增加孔徑，從而提高望遠鏡的解析度。
類似地，可以配置兩個或多個望遠鏡協同工作，並提供至少等於其收集表面間距的孔徑。這種裝置被稱為干涉儀，因為來自兩個望遠鏡的影像透過衍射干涉過程進行整合。射電望遠鏡多年來一直成功地使用這種技術來實現非常高的解析度。由於對極端精度的要求以及需要抑制任何振動，因此光學干涉儀更難建造。
反射光柵是表面經過非常精確刻劃的一系列平行凹槽。凹槽呈鋸齒形，每個凹槽由一個長而平坦的表面組成，該表面以略微的角度加工，邊緣有一個尖銳的臺階。每個凹槽都很窄，大約每毫米 600 條線（每英寸 15,000 條）。
當光線從每個凹槽反射時，它會略微落後於來自相鄰凹槽的光線。這種差異會產生干涉效應，在某些角度增強光線，而在其他角度抵消光線。光柵在破壞性地干涉光線方面非常有效，除了在一個特定的角度，在那裡光線發生建設性干涉併產生峰值強度。該峰值的角度隨光的波長而變化，因此會產生光譜。
除了傳播方向外，光子還由電場和磁場組成。它們相互垂直，也與傳播方向垂直。這被稱為橫波。這些垂直的場給光子一個方向。每個光子的場將在真空中傳播時保持其方向。這種型別的場稱為平面偏振。
通常，來自光源的光線由許多具有隨機偏振的光子組成。但是，有可能讓許多光子在相同的方向上定向，變得偏振。這種相干定向可以透過一片偏振材料來檢測。當片材定向在偏振方向時，偏振光穿過。當片材旋轉時，它傳輸的偏振光部分減少，直到最終，在偏振平面與之成直角時，它會阻擋所有偏振光。
光線可以透過從表面反射而變得部分偏振，例如陽光從水池中反射。反射的陽光為駕駛車輛的人提供眩光來源。由於這種光線是部分偏振的，因此使用偏光太陽鏡有助於透過優先阻擋偏振光來減少眩光。
天文學家可以檢查恆星光源以確定它是否是偏振光的來源。偏振的存在表明光源處或光線視線沿線存在某些物理特性。例如，磁場可以使光源偏振，電子的加速到接近光速也會使光源偏振。
當原子吸收光子時，能量迫使原子中的吸收電子進入激發態。電子改變其行為，實際上變得更有活力，並進入原子核周圍的新軌道模式。足夠能量的光子，或具有足夠能量的光子的組合，甚至可以將電子從原子中擊出。然後原子電離並獲得正電荷。
由於小粒子的量子性質，原子中電子的能量變化被固定為非常特定的量。當具有這種能量的光子被電子捕獲時，它必須躍遷到一個新的、更高的能級。因此，每個原子都有一個特定的能量帶集合，它將在那裡有利地吸收光子，這取決於其電子的當前能量狀態。
當一束白光透過由相同型別原子組成的氣體時，這些原子將傾向於吸收與電子躍遷到新能級所需的能量相匹配的那些頻率的光。在氣體另一側觀察光譜的觀察者將看到這些能量被吸收的暗線。同樣，從另一個角度觀察氣體的觀察者將看到這些相同能量頻率由原子發射的光帶。
這種在特定波段選擇性吸收光的特性在天文學中很重要，因為它使天文學家能夠確定遙遠天體的化學性質。例如，一顆恆星將輻射一個具有強或弱吸收帶的光譜，這些吸收帶是由其表面不同氣體的數量決定的。記錄和測量這些線的科學被稱為光譜學。
當一個物體在太空中向我們移動時，它可能會向我們輻射光。我們接收到的光的速度不會改變。但是，在它傳輸的每個光波峰之間的時間間隔內，物體已經稍微向我們靠近了一點。因此，波長變短，看起來比正常情況更藍。相應地，一個物體遠離我們，它的波長會伸展，使它看起來更紅。
這種紅移或藍移特性在天文學中有很多重要的應用。它可以用來測量遙遠天體（如星系）向我們移動或遠離我們的速度。對於旋轉的物體，我們可以透過比較朝我們旋轉的邊緣的藍移和遠離我們旋轉的邊緣的紅移來測量旋轉速度。我們還透過光譜朝藍端或紅端規律的振盪發現了雙星，因為恆星繞其伴星執行。
光譜學涉及觀察光譜。光譜是當你將來自光源的光透過稜鏡或光柵散射顏色並檢視特定波長處的光量時獲得的結果。透過這樣做，你可以獲得大量資訊。
因此，讓我們拿一個光譜儀並將其指向熒光燈泡或星雲之類的物體。你將看到的是，光線不是連續的所有顏色或波長的彩虹，而是實際上是來自不同明確定義的波長的光的組合。你會看到線條。
這些線的原因是，熒光燈中氣體中的電子只能處於某些能級。當你對熒光燈泡中的氣體做些什麼來使其充滿能量時，原子中氣體中的電子會移動到更高的能級軌道，這些軌道被稱為激發態。它們會在這
檢測到的光譜提供了對發射光譜的物體的成分的洞察。每種元素和材料都有其獨特的能級集合和獨特的譜線，透過將發射光譜的譜線與已知元素的譜線進行比較，可以發現物體的成分。
當你給原子新增能量時，電子會移動到更高的能級。當電子放鬆並向下移動能級時，它會為其進行的每次躍遷發射一個光粒子。由於每種能量都與特定的顏色相關聯，因此每次躍遷都會發出單一波長的光。刺激和再發射之間的時間非常快（如微秒），但有些材料從高能態到低能態的躍遷需要很長時間。例如，夜光貼紙。當你將其暴露在光線下時，它會使一些電子進入高能級，而電子恢復到其原始狀態需要幾秒鐘到幾分鐘的時間。
人們可以從物體的光譜中發現有關該物體的其他資訊。例如，當你提高溫度時，最終會有越來越多的電子處於更高的能級，這會影響光譜，因為你最終會得到更強的譜線。但是，如果你將溫度提高到一定程度以上，電子會完全離開原子，並且譜線會變弱。
您還可以發現物體的壓力和密度。隨著壓力和密度的增加，粒子相互作用改變電子能級到更高或更低能級的可能性也隨之增加。這導致譜線變寬，因為電子不一定能從特定能級開始和結束。
如果將壓力和密度提高到足夠高，電子將不再有足夠的時間停留在某個能級上，因此譜線會變寬，形成所謂的連續光譜。連續光譜由固體、液體或高壓氣體發射。由於電子不再受限於特定的能級和特定波長，電子將經常發射低能紅外光子而不是可見光光子。因此，發射連續光譜的物體（如燈泡，特別是白熾燈泡）會比發射更離散光譜的物體（如熒光燈泡）在較低頻率（稱為熱量）處發射更多的能量。由於能量守恆，熒光燈泡幾乎在幾個波長處非常有效地發射其所有能量，而白熾燈泡會將其大部分能量以熱量的形式發射。因此，熒光燈泡會將電能更有效地轉換為光能。
還有一種非常常見的光譜型別。如果您將氣體暴露在不同波長的光線下，如果其中一個波長恰好與氣體中能級之間的差值相匹配，它將在該特定波長處吸收光線。因此，如果您有一束連續光譜的光源，將其穿過它前面的冷氣體，您就會產生一種被稱為吸收光譜的東西。大多數恆星發射吸收光譜，因為恆星的涼爽上層吸收了由恆星的熾熱下層發出的光線。
到目前為止，我們一直在討論可見光，但光譜學原理適用於其他型別的電磁輻射，其中可見光只是整個波長範圍內的一小部分。您可能有伽馬射線或 X 射線光譜（波長比可見光短），以及微波和紅外光譜（波長比可見光長）。最大的區別在於產生輻射的原因。原子不同狀態之間的能級差通常是可見光光子的能量。X 射線光子會將電子直接從原子中撞出，因此 X 射線不能由電子在原子能級之間躍遷產生。然而，當原子核在不同的核能級之間躍遷時，就會產生 X 射線。相反，當分子在“擺動”時在能量狀態之間移動時，就會產生微波輻射。因此，透過觀察微波，您可以透過檢測光譜中的微波來檢測寒冷的分子氣體雲。相反，透過將微波傳送到包含水的物體中，分子將被誘導“擺動”，或者換句話說，加熱。同時，微波將穿過那些能級與微波不匹配的物體（空氣或陶瓷）。因此，如果您將一杯咖啡放入微波爐中，所有能量都會被咖啡吸收，而不是被杯子或空氣吸收。
關於光譜學的最後一件事。光譜儀受許多因素的影響，並且每個物體都有不同的光譜，瞭解影響光譜儀的因素以及如何從光譜儀中獲取這些資訊是天文學的重要組成部分。
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