普通天文學/光和其他電磁輻射的特性
光是一種能量介質，我們透過它感知和與我們的環境互動。它是電磁輻射的可見頻率範圍，也包括電磁輻射的不可見形式，如紫外線、紅外線和無線電波。
像所有電磁輻射一樣，光是由稱為光子的單個能量包（或量子）傳輸的。這些光子是電和磁的組合力在其他粒子之間（例如與原子相關的電子）傳遞的單位。根據觀察光子的環境，光子可以表現得像粒子，也可以表現得像波。這一原理被稱為波粒二象性。
電磁輻射的波狀特性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。這些振盪的頻率以每秒的完整迴圈次數或赫茲來測量。光子的特定頻率將其置於可能的頻率光譜中的某個位置。這被稱為電磁波譜。形成可見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，已被精確測量為299,792,458 m/s，或大約三十萬公里/秒，並且已被證明在真空中是恆定的。為了理論和實驗的目的，真空被定義為基本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，它都保持恆定。因此，例如，如果你能夠以光速的一半旅行，並且你測量了來自前方光到達的速度，你將測量它到達的速度為光速（3.00 x 108 m/s）。
由於光速在真空中是恆定的，因此對於給定的頻率，光子將具有相應的波長，或者波峰之間的距離。光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/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。
鑑於光速為3.00 × 108米/秒，則可見光譜的波長範圍約為400至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，位於可見光譜的藍色端。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的減小（或頻率的增加）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。
輻射源的強度是指它每單位表面積每單位時間發射的能量，單位為焦耳/(米2 x 秒)。當球形表面輻射的能量I0遠離該表面時，輻射強度隨著距離的平方反比而降低（I=I0/d2），因為輻射會擴散。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。天空中明亮的恆星實際上可能比暗淡的恆星遠得多，但由於它更強烈並輻射更多光，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。星等是對數刻度上的一個數字，該刻度已標準化，因此星等變化5級相當於強度變化100倍。此外，星等值增加時，光源強度降低。
因此，星等為2.0的恆星比星等為1.0的恆星暗。星等為1.0的恆星也比星等為6.0的恆星亮100倍。每增加+1.0星等相當於將強度除以2.512。
星等標度的參考點設定為零。曾經，它是基於織女星或α Lyrae。最亮的恆星天狼星（α 大犬座）的星等為−1.46。典型人用肉眼所能看到的極限星等被認為是6.0。但是，在良好的條件下，人們已經觀察到比這更暗的恆星。使用望遠鏡更大的集光面積和照相機的擴充套件記錄能力，可以觀察到更暗的恆星。
鏡子是一個平坦或彎曲的表面，通常由高導電材料（如金屬）製成。當光與鏡面相互作用時，會發生鏡面反射。也就是說，照射到鏡子上的一束光只在一個方向上反射。這個方向由反射定律決定，該定律指出光反射時的表面角與它入射時的表面角相同。
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| 在此圖示中，從物體到達眼睛的反射光線產生了物體在鏡子後面反向影像的幻覺。 |
光子相對於鏡子的運動由兩個分量組成。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，垂直部分現在方向相反。也就是說，它有效地“彈起”表面，就像橡膠球從地面彈起一樣。
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。
表面吸收的光的部分稱為其反照率。反照率等級越低，它以漫反射方式反射的光越少。反照率等級低的表面在觀察者看來是暗的，而反照率等級高的表面看起來是亮的。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，覆蓋有碳煙的表面將具有低反照率，而冰面將具有較高的反照率。
當光以一定角度穿過透明介質時，材料會導致光子稍微改變方向。這種角度變化稱為折射，光彎曲的角度由材料的折射率決定。
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| 在此圖示中，入射光束以角度θ1照射到玻璃表面。一部分光能以角度θ2折射穿過玻璃。剩餘的大部分光能以角度θ'1反射。 |
光線透過的兩種材料的折射率可用於透過斯涅耳定律確定角度變化。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
以下是某些常見透明材料相對於真空的折射率（波長為 589 奈米）。
材料 折射率 空氣 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 鑽石 2.419
其中，空氣的折射率是在海平面、水在冰點時的溫度下測得的，水的溫度為 20 攝氏度。
對於特定的透明材料，例如玻璃，光的折射會隨著頻率而變化。白光由各種能量的光子組成。光中的紅色光子將以與藍色光子不同的角度偏轉。
如果光穿過具有平行側面的透明材料，例如一塊玻璃，則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。這就是稜鏡背後的原理。玻璃稜鏡用於將光源的光子分離成從紅到藍的頻率光譜。類似的原理也會在陽光穿過水滴時產生彩虹。
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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。 |
專門設計用於顯示輻射物體（例如恆星）光譜的儀器稱為分光鏡。
早期的分光鏡是用一系列稜鏡構建的，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，它是一面帶有系列刻劃平行凹槽的鏡子，利用衍射原理產生光譜，而強度損失很小。
艾薩克·牛頓發現光束只能衍射到一定程度，不能再遠了。衍射的光可以重新組合成白光。
透鏡利用折射的特性來彎曲來自遠處物體的光，並使其看起來更近（或更遠）。從簡化的意義上說，透鏡是一個以圓形“包裹”起來的稜鏡，因此光線對稱地彎曲。
然而，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色彩。這被稱為色差。
為了調整這種頻率聚焦的變化，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能夠將所有光聚焦在相同距離處的透鏡，從而產生高質量的影像，不會出現色差。
當你觀察附近的物體時，它會在你的視野中佔據一定的角度。也就是說，如果你有一條從物體頂部到你的眼睛的假想線，以及一條從物體底部到你的眼睛的類似線，那麼這兩條線之間會有一定的角度。
隨著物體逐漸遠離，它在視野中佔據的角度逐漸減小，直到幾乎成為一個點。從物體頂部和底部到眼睛的假想線現在幾乎平行。事實上，對於像恆星這樣的天文物體，這些線基本上是平行的。
為了放大物體的外觀，需要修改入射光線的路徑，使它們不再平行，而是以一定角度進入你的眼睛。然後，眼睛會感知物體彷彿離得更近。
有兩種常見的方法可以使平行光線以這種方式匯聚。第一種涉及使用彎曲的凹面鏡。第二種利用玻璃等材料的折射能力以一定角度將光線重新導向內部。
實現這一目標所需的玻璃形狀是凸透鏡。靠近中心的透鏡部分需要很少的曲率，因為它們只需要稍微將光線彎曲到你的眼睛。然而，在透鏡的邊緣，光線需要以更銳利的角度彎曲，因此透鏡的側面像稜鏡一樣彼此彎曲。總的來說，透鏡的側面形成一條平滑的曲線，該曲線向邊緣逐漸增加斜率。
一個製作精良的凸透鏡會使來自遠處光源的平行光聚焦在一個點上。當有多個這樣的光源時，每個光源都聚焦在一個平面上的一個點上，這個平面稱為焦平面。人眼可以感知這個平面的影像，結果就是放大了視野。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，因此無法保持任意長度的緊密光束。衍射的特性限制了遠處物體的解析度。
當一束相干光（例如雷射產生的光）透過兩個狹縫時，光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，有時會疊加它們的波高，有時會相互抵消。這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，則會出現交替的光帶和暗帶。
觀測儀器的解析度是衡量它能夠用來區分兩個非常靠近的點的能力。例如，這兩個點可以是雙星系統中的兩顆恆星。在天文觀測中，解析度通常以角秒為單位測量。解析度會因許多環境和質量條件而異，但始終受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。
要了解其中的原因，想象一個僅由兩個垂直狹縫（間隔一定距離）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。光帶和暗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，增加狹縫的分離將減小每個帶的寬度。
現在假設有兩顆恆星。它們都會在螢幕上形成明暗相間的條紋，這些條紋可能會重疊。兩顆恆星彼此越靠近，它們的干涉條紋就越靠近，直到它們變得無法區分。但是，如果增加狹縫的分離距離，那麼條紋就會變窄，恆星又能被區分開了。這就是干涉儀背後的原理。
在普通望遠鏡中，解析度由孔徑決定。在這方面，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的解析度。可以透過在最大孔徑外部新增一組收集外圍光線的鏡子來提高望遠鏡的解析度，從而有效地增加孔徑。
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分離距離的孔徑。這種設定稱為干涉儀，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。光學干涉儀更難建造，因為需要極高的精度，並且需要抑制任何振動。
反射光柵是表面經過非常精確刻劃的一系列平行溝槽。這些溝槽具有鋸齒狀圖案，每個溝槽由一個長而平坦的表面構成，該表面以輕微的角度加工而成，邊緣有一個鋒利的臺階。每個溝槽都非常窄，大約每毫米600條線（每英寸15,000條）。
當光線從每個溝槽反射時，它會略微落後於來自相鄰溝槽的光線。這種差異會產生干涉效應，增強某些角度的光線，並在其他角度抵消光線。光柵非常有效地破壞性地干涉光線，除了一個特定的角度，在那裡光線發生相長干涉併產生峰值強度。此峰值的角度隨光波長而變化，因此產生光譜。
除了傳播方向外，光子還由電場和磁場組成。它們彼此垂直，也與傳播方向垂直。這被稱為橫波。這些垂直的場賦予光子一個方向。每個光子的場在真空中傳播時會保持其方向。這種型別的場稱為平面偏振。
通常，來自光源的光由大量具有隨機偏振的光子組成。但是，一些光子有可能以相同的方向定向，從而變得偏振。可以透過偏振材料片檢測這種相干方向。當片材以偏振方向定向時，偏振光會穿過。隨著片材的旋轉，它傳輸的偏振光部分逐漸減少，直到最終，在與偏振平面成直角時，它會阻擋所有偏振光。
光可以透過從表面反射而部分偏振，例如陽光從水池中反射。反射的陽光為駕駛車輛的人提供了眩光源。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或沿光線視線方向存在某些物理特性。例如，磁場可以使光源偏振，電子加速到接近光速的速度也可以使光源偏振。
當原子吸收一個光子時，能量會迫使原子中吸收的光電子進入激發態。電子改變其行為，有效地變得更有能量並進入圍繞原子核的新軌道模式。能量足夠高的光子，或者能量足夠的光子的組合，甚至可以將電子從原子中擊出。然後原子被電離並獲得淨正電荷。
由於小粒子的量子特性，原子中電子的能量變化被固定為非常特定的量。當一個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能級。因此，每個原子都有一組特定的能帶，在這些能帶中，它會優先吸收光子，具體取決於其電子的當前能態。
當白光穿過由相同型別原子組成的氣體時，這些原子會傾向於吸收與電子躍遷到新能級所需的能量相匹配的頻率的光。在氣體另一側觀察光譜的觀察者會看到暗線，這些能量已被吸收。同樣，從另一個角度觀察氣體的觀察者會看到光帶，這些相同能量頻率的光是由原子發射的。
這種在特定波段選擇性吸收光的特性在天文學中很重要，因為它允許天文學家確定遙遠天體的化學性質。例如，恆星會輻射出具有強或弱吸收帶的光譜，這些吸收帶由其表面上不同氣體的數量決定。記錄和測量這些譜線的科學稱為光譜學。
當一個物體在太空中向我們移動時，它可能會向我們的方向輻射光線。我們接收到的光的速度不會改變。但是，在它發射的光波中每個波峰之間的時間間隔內，該物體已經稍微向我們靠近了一些。因此，波長變短，看起來比正常情況下更藍。相應地，遠離我們的物體其波長會被拉長，使其看起來更紅。
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。對於旋轉的天體，我們可以透過比較朝向我們的旋轉邊緣的藍移與遠離我們的旋轉邊緣的紅移來測量其自轉速度。我們還透過恆星圍繞伴星執行時光譜向藍端或紅端的有規律振盪發現了雙星。
光譜學涉及觀察光的譜線。當您取光源的光並透過稜鏡或光柵散射顏色，然後觀察特定波長處的多少光時，就會得到光譜。透過這樣做，您可以獲得大量資訊。
所以讓我們拿一個分光鏡對準熒光燈泡或星雲。您會看到，光線不是連續的彩虹色或波長，而是不同明確定義的波長的光的組合。您會看到譜線。
出現這些譜線的原因是熒光燈中氣體的電子只能處於某些能級。當您對熒光燈泡中的氣體進行能量激發時，原子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。它們會在這些激發態停留一段時間，從幾毫秒到幾秒不等。當電子從高能級下降到低能級時，它們會以波長為特定能量（以及相應的波長）的光發射，該能量等於這兩個能級之間的差異。這被稱為發射光譜。
檢測到的光譜可以深入瞭解發射光譜的物體的成分。每種元素和材料都有一組獨特的能級和獨特的譜線，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。
當您向原子中新增能量時，電子會移動到更高的能級。當電子放鬆並向下移動能級時，它會為每次躍遷發射一個光粒子。由於每個能量都與特定的顏色相關聯，因此每次躍遷都會在單個波長處發出光。刺激和再發射之間的時間非常快（例如微秒），但有些材料從高能級到低能級的躍遷需要很長時間。夜光貼紙就是一個例子。當您將其暴露在光線下時，它會將一些電子激發到高能級，並且電子恢復到原始狀態需要幾秒到幾分鐘的時間。
人們還可以從物體的光譜中發現其他資訊。例如，隨著溫度的升高，您最終會在更高的能級上獲得越來越多的電子，這會影響光譜，導致譜線變得更強。但是，如果將溫度提高到一定程度以上，電子就會完全離開原子，譜線就會變弱。
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會增加。這會導致譜線變寬，因為電子不太可能從特定能級開始和結束。
如果壓力和密度足夠大，電子將沒有足夠的時間停留在某個能級上，因此譜線會變寬，形成所謂的連續譜。連續譜是由固體、液體或高壓氣體發射的。由於電子不再侷限於特定的能級和特定的波長，因此電子通常會發射低能量的紅外光子而不是可見光光子。因此，發射連續譜的物體（例如燈泡，特別是白熾燈泡）會將其大部分能量以較低頻率（稱為熱量）的形式發射出來，而發射更離散譜的物體（例如熒光燈泡）則不會。由於能量守恆，熒光燈泡非常有效地將其幾乎所有能量都發射在少數幾個波長上，而白熾燈泡則將其大部分能量以熱的形式發射出來。因此，熒光燈泡將電能轉化為光的效率更高。
還有一種非常常見的譜型別。如果你用不同波長的光照射氣體，並且其中一個波長恰好與氣體中能級的差異相匹配，它就會吸收該特定波長的光。因此，如果你有一個連續譜的光源，並將其穿過前面的冷氣體，你就會產生所謂的吸收譜。大多數恆星都發射吸收譜，因為恆星的冷上層吸收了由恆星熱下層發射的光線。
到目前為止，我們一直在討論可見光，但光譜學的原理也適用於其他型別的電磁輻射，可見光只是整個波長範圍內的一小部分。你可以有伽馬射線或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量差異通常是可見光粒子的能量。X射線光子會將電子從原子中擊出，因此X射線不能由電子在原子能級之間躍遷產生。然而，X射線是在原子核在不同的核能級之間躍遷時產生的。相反，當分子在“擺動”時在能量狀態之間移動時，可以產生微波輻射。因此，透過觀察微波，你可以透過檢測光譜中的微波來檢測分子氣體的冷雲。相反，透過向含有水的物體傳送微波，可以誘導分子“擺動”，或者換句話說，加熱。同時，微波會穿過其能級與微波不匹配的物體（空氣或陶瓷）。因此，如果你在微波爐中放一杯咖啡，所有的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點。分光鏡受許多因素的影響，並且那裡每個物體都有不同的光譜，瞭解哪些因素會影響分光鏡以及如何從分光鏡中獲取這些資訊是天文學的重要組成部分。
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