把光拆開來看:天文學中的光譜

在古代,天文學家只能經年累月地記錄天上星點的位置,然後再從這些位置來分析、推論。而現代的天文學家可以從這些光點中得到更多的資訊,從中看出溫度、成分、距離、速度分佈......等各種資訊。這個關鍵技術就是「光譜學」。光譜學可以說是近代天文學進展最重要的關鍵。

撰文|許世穎

●光譜

太陽光經過三稜鏡等物質之後,不同色光會因為折射率不同而分散開來,這個現象叫做「色散」。彩虹就是最著名的色散現象。這種將光依照波長、或是頻率排列出來的圖案就稱為「光譜(spectrum)」。

不過對天文學家來說,光可不是只有「可見光」而已,其他如無線電波、紅外線、紫外線、X光等都是天文學家可以拿來研究的對象。這些光雖然「看」不到,但是天文學家可以使用特殊的儀器量測這出這些不同波長的光各自的強度(見圖1),這也是一種光譜。光譜是天文學研究很重要的環節,從中我們可以分析出觀測對象許多的性質。接下來就介紹幾種光譜在天文學上的應用。

圖1:強度對波長的光譜。彩虹的區域是可見光的波長。光譜包含可見光以外的波段,而且也不是所有波長的光都有一樣的強度。強度與波長的關聯可以給出很多資訊。圖片來源:[2]

●溫度

光譜有各種不同的分類,像彩虹一樣連續分佈的這種稱為「連續光譜」。最著名的連續光譜就是「黑體輻射光譜」(圖1)。這種光譜產生原因是物質的熱能,它會隨著溫度而變化。溫度愈低的物質發射出來的光看起來愈偏向紅色,高溫的話則偏向藍色(圖1、圖2)。從恆星的顏色就能大概辨識出他們的溫度,太陽的表面溫度大約5600度,看起來顏色偏黃。但是像天蠍座的心宿二表面溫度大約3400度,顏色就偏紅。但這跟火星等行星的顏色不一樣,行星的顏色是行星表面反射太陽光的結果,所以顏色反映出的是表面的物質,而不是溫度。以火星來說,紅色的外觀主要是因為表面的氧化鐵。

圖2:不同恆星類型的光譜,依溫度由上至下排列。可以看到上方較高溫的光譜顏色偏藍,下方低溫偏紅。圖片來源:Warrickball [3]

●物質成分

原子、分子、離子等(為了方便,接下來統稱分子)也會放射出光,但不像彩虹是連續分佈的,而是分開來一條線一條線(見圖3)。我們可以從兩個生活中的類比出發,來了解分子光譜的機制:

類比一、「氣球」:一個氣比較飽的氣球,如果要變成比較沒氣的狀態的話,它得把氣吐出來。這個例子中,氣球就是分子,裡面的空氣就是能量。分子得把能量放出來,才能從高能量變成低能量。而這個「放出來的能量」就會變成光,而且這個能量愈大,放出來的光頻率就愈高。反過來說如果吸收了光,分子就能從低能量變成高能量。

類比二、「樓層」:大樓的樓層會有1樓、2樓、......等一層一層的,不會有「1.27樓」這種奇怪的樓層存在(讓我們把事情簡單化,先不要考慮樓中樓之類的......)。這個例子中,大樓就是分子,高度則代表分子的能量大小。分子的能量跟樓層一樣是一層一層的,稱為「能階」,每種分子都有著自己特有的能階分佈。與樓層不一樣的地方是,同一棟大樓每一層樓高度都差不多,可是同一個分子的能階每一層能量都不一樣大。

 

接著讓我們從這兩個例子出發,一步一步來了解分子光譜的特性:

1.分子的能量分佈是一階一階的,從高能階變成低能階時,就會放出特定能量的光。

2.每一階能階的高度差都不一樣,所以分子會放出好幾種不同能量的光。

3.不同能量的光擁有不同的頻率,所以分子會放出好幾種不同頻率的光。

4.不同頻率的光在光譜上會在不同的位置,形成一條一條的線。

所以我們知道:分子因為能階所放出來的光是一條線一條線的。我們把這種光譜稱為「明線光譜」,又稱為「放射光譜」。每一種分子的光譜都不一樣,從這些線的分佈,天文學家就能知道天體中存在哪些分子(見圖3)。

圖3:連續光譜與各種不同原子的放射光譜。最上面是連續光譜。接下來依序是鈉、氫、鈣、汞的原子光譜。圖片來源:[2]

同一批分子它們的能量不會全部都一樣,有些分子能量比較高、有些分子能量比較低。我們能看到那些能量高的分子產生的放射光譜。而那些低能量態的分子如果有背景光源照射的話,這也可能會從中吸收特定頻率的光轉變成高能階。被吸收掉的光在光譜上就會變得比較暗。這種光譜則稱為「暗線光譜」,又稱為「吸收光譜」。因此我們也有機會看到那些能量低的分子產生的吸收光譜(圖4)。

圖4:不同光譜的來源。圖片來源:[2]
●天體距離、速度分佈

物體如果與觀測者之間有相對速度的話,我們觀測到的光譜波長會改變。而且速度愈快,改變得愈多!遠去的物體波長會變長,稱為「紅位移」,靠近的物體波長則會變短,稱為「藍位移」(見圖5)。用一個誇張一點的例子來說明:計程車靜止不動的時候是黃色,但是一輛高速遠離我們的計程車看起來會變成紅色,而高速向著我們開過來的計程車看起來則會變成藍色。哈伯當年就是觀測了遠方的星系,發現每個星系都出現了紅位移,而且距離愈遠,紅位移愈大,他靠著這個結果得到了「宇宙膨脹」的結論。在經過足夠多的觀測驗證之後,現在的天文學家們會反過來藉由紅位移的程度,來回推天體的距離。

圖5:都普勒效應對光譜的影響範例。由上至下分別是離去、靜止、靠近的天體所產生的吸收譜線。離去的天體譜線往右(波長較長)的方向移動,稱為紅位移。靠近的天體譜線往左(波長較短)的方向移動,稱為藍位移。圖片來源:"Constellation Night Sky." Authored by: MaxPixel [4]
圖6:天體(左)沒有旋轉與(右)有旋轉的吸收譜線。旋轉中的物體靠近中心的部分轉得快、靠近外圍的部分轉得慢。快的部分都普勒效應強、慢的部分都普勒效應弱。這個速度分佈會讓譜線看起來變寬。圖片來源:"Constellation Night Sky." Authored by: MaxPixel [4]
 

除了各個天體之間因為宇宙膨脹產生的都普勒效應之外,天體自己不同部位也可能有各自的速度,自轉就是最簡單的例子。如果把整個銀河系當成一個大天體的話,那麼裡面每一顆恆星都有著各自的速度。不同的速度會有各自的波長位移,這些不同的位移在光譜上看起來則會增加譜線的寬度(圖6)。 譜線愈寬代表這個天體裡的成分速度分布愈廣,對我們了解天體內部的動力系統有很好的幫助。

古代的學者經年累月地紀錄天上星點的位置,得靠好久的觀測結果才能從中看出端倪。後來有了望遠鏡,讓我們能看得更深、更遠。而光譜學則開啟另外一扇觀測的大門,讓天文學家看見了宇宙中更為細節的內容。以前要研究月球表面的成分需要派人上去取回來,現在則能遠方觀測、從光譜中分析出來(延伸閱讀:在月球上尋找水資源?)。光譜學可以說是近代天文學進展最重要的關鍵。

 

參考資料:

[1] ESO / Spectrum of the planet around HR 8799
[2] Fraknoi, A., Morrison, D., & Wolff, S. C. (2016). Astronomy. Houston, Texas : OpenStax
[3] wiki / Stellar classification
[4] Constellation Night Sky

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