電磁輻射譜
　　
　　上期講了宇宙探測簡史和望遠鏡的原理，這里還要溫習一下電磁輻射光譜的概念。
　　生活在17世紀的惠更斯提出光的波動說，認為光像水波一樣傳播，兩個波峰之間的距離叫波長，單位時間內的波動次數叫頻率。不同波長（頻率）的光顏色不同，各種不同波長（頻率）的光構成光譜。
　　1800年，赫歇爾在測量太陽光譜不同區域的溫度時，發現在光的紅端（波長較長的一端）以外沒有陽光照射的地方，其溫度比陽光照射的地方還高，他因此斷定那里有“看不見的光線”，現在叫作“紅外線”。
　　1801年，德國物理學家約翰•里特爾又發現“紫外線”（它使氯化銀變黑）。
　　1870年，英國物理學家麥克斯韋爾創建電磁理論，證明電和磁是電磁場的不同表現形式，電磁場的周期性變化會產生電磁輻射。根據他的理論，電磁輻射除可見光、紅外線和紫外線以外，還有比紅外線波長更長和比紫外線波長更短的任意波長的看不見的光線。到20世紀初，科學家在實驗室相繼發現比紅外線波長更長的無線電波，比紫外線波長更短的X射線和g射線。後來又陸續探測到天體發射的各種電磁輻射。
　　將各種電磁輻射按波長依次排列起來，我們就得到了一幅完整的電磁輻射譜。
　　波長最短的是g射線，其波長小于0.01納米（10億分之一米），每個g射線光子的能量是可見光光子的100萬倍，是能量最大的電磁輻射。中子星（脈沖星）、類星體、遙遠星系大爆炸和物質、反物質湮滅等會產生g射線；
　　X射線，波長在0.01~10納米之間。恆星、星系、類星體和黑洞附近的溫度100萬~1億°C的熱氣體會發射X射線；
　　紫外線，波長在10~390納米之間。熾熱的恆星發射紫外線，正是紫外線將它們的大部分能量輻射出來；
　　可見光，波長在390~700納米之間，是肉眼唯一能看到的電磁輻射，絕大多數恆星都發射可見光，叫光輻射；
　　紅外線，波長在700納米∼1毫米之間，溫度在1000°C以下、絕對零度以上的物體都發射紅外線，又叫熱輻射；
　　射電波（即無線電波），又叫射頻電波，波長在1毫米∼1000米之間，許多恆星（包括脈沖星）、活動星系、超新星遺跡，以及宇宙大爆炸本身都發射射電波。
　　光譜其實沒有終端，波長越來越短、能量越來越高的g射線，只是越來越少，而不會嘎然而止；波長越來越長的射電波也一樣。
　　宇宙中的電磁輻射，有如一首樂曲，每種輻射代表一個樂符、一個節拍，只有欣賞到每個節拍，才能完整地領會到宇宙的和諧和美妙。
　　光譜、物質成分和溫度
　　不同物質輻射不同波長的電磁光譜，不同波長的電磁光譜反映物質的不同溫度。因而分析天體的電磁光譜，可以知道天體的物質成分和溫度。
　　這里我們先以可見光為例來說明不同波長對應不同的物質元素。
　　我們知道，可見光是不同波長的混合光，波長從390納米到700納米，每一種波長對應一種顏色，波長最短的是紫色，最長的是紅色，兩者之間以紫、青、藍、綠、黃、橙、紅的次序過渡。因而，可見光也是不同顏色的混合光。
　　通過稜鏡或衍射光柵，可把可見光分解成從紫到紅連續排列的光譜。
　　研究發現，不同元素可在1~3個波長上發出可見光。舉例如下︰
　　鐵︰373、375和382納米；
　　鎂︰383、384和518納米；
　　　︰390納米；
　　鈣︰393和397納米；
　　鋁︰394納米；
　　氫︰434、486和656納米；
　　氦︰467和588納米；
　　氧︰510和630納米；
　　鈉︰589和590納米；
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　　在實驗室里我們可獲得這些標準光譜。然後將望遠鏡收集到的恆星或星際氣體的光譜與其對照，就可知道它們是由哪些元素組成的，如一顆恆星在434、486、656和467、588納米的波長上發光，則這顆恆星由氫和氦組成；一種星際氣體在589、590納米波長上發光，則它是鈉氣雲。
　　以上是通過發射光譜分析天體成分。也可通過吸收光譜分析天體成分。如望遠鏡收集到的某恆星光譜，在434、486、589、590、656納米波長上為暗線，這是因為該恆星發出的可見光在穿過它的大氣層時，被氫和鈉吸收了，表示它的大氣中有氫和鈉的成分。
　　理論和實驗使我們知道，電磁輻射的頻率越高，則它所攜帶的能量越大；天體的溫度越高，能量越大，其電磁輻射的頻率越高。溫度在絕對零度（0K）以上的物體都有電磁輻射，稍高于0K的物體輻射射電波，宇宙背景的溫度為2.7K，所以輻射微波；溫度再高一些的物體輻射紅外線，如人體溫度為309K左右，所以輻射紅外線，輻射紅外線的高峰溫度在1000K左右；溫度9000K左右的物體輻射可見光，大多數恆星的表面溫度為幾千K，所以發射可見光；溫度在2萬K左右的物體輻射紫外線；溫度在幾百萬K到1億K的物體輻射X射線；溫度幾十億K以上的物體輻射g射線。
　　望遠鏡收集到天體的電磁波後，它的攝譜儀將其按波長分解，以顯示其輻射強度，而它的電子計算機則分析天體的溫度和組成成分。
　　往下將展開各種望遠鏡絢麗的探測畫卷。