分光光度测量简介-天文学教程 上册

为了从天体光谱揭示天体性质，需要进行分光光度测量。前节所述的光度测量是宽波段的，而这里的分光光度测量则是极窄波段“单色”的，即各波长的辐射强度或辐射能谱。天体光谱是连续谱上叠加吸收线或发射线（见图4-22），因此分为连续谱和谱线的两种测量。

图4-22　天体的光谱及其强度-波长分布

1）天体连续光谱能量分布的测量

天体摄谱仪记录下来的是各波长天体辐射强度Iλ的响应量Sλ。由于天体辐射受大气消光、望远镜和光谱仪选择性减弱的影响，尤其是探测器的光谱响应也与波长有关，需要把这些因素都测定准确后，才能由观测的Sλ归算出Iλ。显然，实际处理是很复杂和困难的。光谱能量分布测量一般有绝对测量和相对测量两类，都需要用已知辐射强度按波长分布的比较源。

绝对分光光度测量的结果以绝对单位（J·m-2·s-1）表示。用同一摄谱仪拍摄实验室已知可求出摄谱仪的光谱响应。利用摄谱仪的光谱响应，由天体光谱的响应量加以大气消光及望远镜减弱的改正，就可求出天体辐射按波长的能量分布。用这样的方法已测定出太阳和织女星及一些“标准星”的辐射强度按波长分布的绝对值。类似地，其他待测天体的绝对分光光度测量可以用标准星做比较源，用同一仪器系统、在同样观测条件下（如同样天顶距等）拍摄它们的光谱，从它们在各波长的响应量之比就可得出待测天体的辐射强度按波长分布的绝对值。

相对分光光度测量只求出各波长辐射强度的相对比值。

天体辐射按波长的能量分布曲线总是含有发射线或吸收线并有起伏的，求天体连续光谱的辐射能量按波长分布时，应避开谱线而取其光滑的连续光谱平均连线。多数恒星的连续光谱辐射能量按波长的分布与黑体相近，因此，可以由其连续光谱能量分布求出其表面有效温度。由于恒星连续光谱能量分布与黑体有差别，但在一定波段内可以用黑体近似，因而可求出相应的温度，这称为分光光度温度或色温度。实际上，前节所述的通过色指数求色温度与此同理，但精度差些。对于连续光谱能量分布与黑体有很大差别的天体，需另做专门研究。(www.xing528.com)

2）天体光谱线的分光光度测量

实际上，谱线不是绝对细的，而是较宽且有精细结构的。在天体分光光度图上，吸收线呈现为连续光谱能量分布背景上的凹陷（见图4-23），而发射线则突起。在实际研究中，谱线的强度按波长分布常以连续光谱强度为单位而归算成相对的强度分布——剩余强度。若谱线在波长λ的强度为Iλ，而由附近连续光谱内插的强度为，剩余强度定义为

剩余强度rλ按波长变化的曲线称为谱线轮廓。Rλ=1-rλ称为谱线深度，谱线深度最大处为线心。线心深度一半处两个波长之差称为谱线的半宽，记为FWHM。吸收（谱）线的总吸收或发射线的总发射由等值宽度表示，定义为实际积分限只是谱线轮廓所在范围。谱线轮廓和等值宽度与形成谱线的物理条件（温度、密度、压力、磁场等）有关，可通过理论研究来得到有关物理参数。

图4-23　谱线的剩余强度和等值宽度