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天文|天文学家是怎么看星星的？

可能有不少小伙伴好奇 ， 天文工作者是怎么看星星的？还能咋看 ， 搬个小板凳坐那看呗……
其实天文观测分为很多种 ， 我们今天在这里就和大家说说比较容易理解的光学天文观测 ， 天文学家都看到了什么 。
// 究竟看到了啥
光学波段的观测 ， 目前采用的基本手段就是用望远镜将星光聚焦到焦面上 ， 然后焦面处的探测器（通常是CCD）对入射的光子进记录 。 光学观测最常见的两种形式 ， 就是测光观测和光谱观测 。
测光观测虽然会有波段的不同 ， 但基本是一样的 。 而光谱观测则根据设备的不同分了很多种 ， 例如根据遮光或者采集设备分为狭缝光谱、光纤光谱、无缝光谱 ， 积分场单元等 ， 根据分光（色散）的方式分为一次色散、二次色散等 。 还有一些其它的观测模式 ， 例如偏振观测等等这里就不多介绍了……
// 测光观测
测光观测 ， 顾名思义 ， 就是测量天上每个位置的光子有多少 ， 也就是有多亮 。 简单粗暴地说就是和大家日常拍照是一样的 。
但是有一点区别很大 ， 就是测光天文观测时 ， 我们得到的每一幅图像都是单色的 。 事实上大家的彩色相机 ， 得到的也是三个颜色的单色图像 ， 只不过显示的时候组合起来了而已 。 天文观测得到的图像 ， 也可以通过染色进行组合 ， 也就是大家所看到的那些彩色的星空照片（往往是近邻星系、星云等） 。
那么测光图像是怎样的呢 ， 图1就是一幅典型的测光图像的局部 ， 在图中可以看到多个亮点 ， 这些就是测光所谓的“点源” ， 当然它们中的大部分就是恒星 。 而如同前面展示的仙女星系 ， 可以看到外形和细节 ， 就是所谓的“面源”或者“展源” 。
天文|天文学家是怎么看星星的？
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图1.DS9软件展示的一副典型的测光观测图像（图源：郑捷、江林巧）
“点源” ， 从尺度上来说就真是一个点 。 不管那颗星有多大 ， 经过这么长的距离 ， 到地球上也变成了一个点 。 图2是用iraf软件绘制的上图中某个点源的流量曲面图 。
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图2：IRAF的imexam任务查看的星象（图源：郑捷、江林巧）
这个模式下看星象 ， 可以直观地看出有点像二维高斯分布（正态分布） ， 事实上还是有很大差异的 。 而周围的背景 ， 就是所谓的天光背景 。 从背景的网格能看出来 ， 背景还是有起伏的 。
一般来说我们看图只是目测检查 ， 真正要做分析 ， 还是需要依赖数据计算 。
// 光斑的形成
有三个主要原因导致了一个理论上的“点”变成了一个光斑 。
第一个原因 ， 是光经过衍射形成的艾里斑 。
第二个原因 ， 就是大气的扰动 ， 大家平时说“星星会眨眼” 。 其实就是因为大气扰动引起星象的变动 ， 累积起来 ， 就形成了光斑 。 这实际上是光斑的主要成因 。 大家可以自己做个试验 ， 透过蜡烛的火苗 ， 或者煤气灶的火苗 ， 看对面的物体 ， 会发现物体在扭曲飘动 ， 这就是大气的扰动引起的 。 或者在影视作品中 ， 看飞机发动机后的远处物体 ， 也是这样的 。 这在天文观测中叫做视宁度（Seeing） ， 代表了观测站的环境质量好坏 ， 是观测站选址的重要因素 。
第三个原因 ， 来自于设备本身 。 望远镜的镜面和各种光学器件 ， 不可能是数学上的完美曲面 ， 误差在所难免 。
// 测光数据中的信息
对这样的一幅测光图像 ， 我们能得到什么信息呢？内行看门道 ， 我们要从图中得到的信息很多 。
首先就是有哪些源 ， 在什么位置 ， 其次是看有多亮 。 结合不同波段的观测数据 ， 我们可以分析恒星的更多参数 。 此外还可以进行长时间观测 ， 通过时序观测数据 ， 也能得到很多信息 。 举个例子来说 ， 现在发现系外行星最多的开普勒卫星 ， 就是利用恒星的光变曲线来发现系外行星的 。 而目前正在进行的TESS卫星巡天 ， 也是做这个 。
光学天文测光虽然是一个很古老的天文观测形式 ， 从人类抬头仰望星空开始 ， 就是在做测光天文观测 。 但是不论天文科学发展到什么程度 ， 它会始终是一个重要的观测模式 。 更多的细节不再赘述 ， 真要是说起来可以写厚厚一本书 。
// 光谱观测
那么大家知道测光可以高效地得到大量的信息 。 但是信息的精度还不够 。 所以这个时候就需要光谱观测 。
说光谱之前 ， 先得说一下光的色散 。 我们人眼看到的所谓白光 ， 实际上是复色光 。 我们可以通过色散器件对白光进行处理 ， 使得不同波长的光分散在不同的空间位置上 。
最典型的人造色散器件 ， 也就是当年牛顿大神据说用过的三棱镜 。 其实利用的就是不同波长（频率）的光在玻璃中的折射率的不同来实现的 。
当然了 ， 除了人造的设备 ， 还有天然设备——水滴 ， 彩虹、日晕等等都是这么来的 。
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