雨后的水洼上浮着一层薄薄的油膜，太阳照上去会泛出彩色条纹，那是薄膜干涉，不是光谱。真正把白光摊开的工具是三棱镜。牛顿在 17 世纪用两块棱镜做过这个实验，他发现被分开的彩色光再用第二块也分不出新颜色，白光因此被证明是复合的，而不是某种单一的颜色。
光谱仪把星光按波长摊开，恒星大气里每种元素在特定波长留下吸收线：线的位置定元素，线的深度与形状定丰度。中等分辨率仪器（R 约 2000）在 4000–8000 Å 内可提供几千个波长采样点；高分辨率仪器（R 大于 10 万）能分辨单个谱线的精细结构。
吸收线是元素的指纹，位置由能级差决定
原子只能在特定能级之间跃迁，吸收或放出的光子能量正好等于能级差。每条谱线对应一个确定波长，精度高到可以当标尺用。
所以认出一种线，就知道那里有这种元素。太阳里的氦是先由谱线认出来、十几年后才在地球矿物中找到的，这是光谱学最漂亮的一次预言。
从「有线」到「有多少」，中间隔着一条生长曲线
谱线不是越深就代表元素越多。弱线阶段，等值宽与柱密度成正比；线一深，中心饱和，再加原子也不再加宽；密度更高，只能靠阻尼翼变宽。
三段合起来叫生长曲线。要定量丰度，必须知道线处在哪一段，还要知道温度、表面重力与湍流速度。同一条线，在不同类型的恒星里给出的答案能差一个量级。
分辨率决定你能看见什么
分辨率定义为 R = λ/Δλ。R 约 2000 时，一条线宽到几埃，只能看清强线的轮廓；R 到 10 万，0.05 Å 的结构也能分开，可以看精细结构与同位素位移。
分辨率的代价是光。缝越窄、色散越高，进到探测器的光子越少。所以高分辨率光谱只能做亮星，或者靠更大的望远镜把光补回来。
光谱仪是望远镜上最贵的部件之一
一台高分辨率光谱仪要有极稳的光路、精密温控、大口径光栅或中阶梯光栅，还要有交叉色散把几十个级次分开。整台设备常常重达数吨。
对径向速度测量来说，稳定性比效率更关键。几十米每秒的行星信号，要求仪器在数月内保持波长定标不漂移，这是工程上最难的部分之一。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 低分辨率 | R 约数百到 2000 | 巡天分类用 |
| 中分辨率 | R 约 5000 到 20000 | 恒星参数测量 |
| 高分辨率 | R 大于 10⁵ | 丰度与径向速度 |
| 典型色散 | 0.01–2 Å 每像素 | 依仪器配置 |
| 光学覆盖 | 约 3800–9000 Å | 常用探测器响应范围 |
| 波长定标 | 钍氩灯或激光频率梳 | 高精度径向速度 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
光谱。一张照片只有几个波段的流量，一条光谱有几千个波长采样点，元素、温度、速度、磁场都能从中提取，照片只是极粗的采样。
色散更均匀、分辨率更高，可以做成反射式以适应不同波段，色散与波长的关系也更容易标定，宽波段观测更可控。
能。简易狭缝光谱仪加制冷相机，就能拍到亮星的氢线与钠双线，分辨率足以做定性分析，成本比想象中低。
延伸阅读
- Hearnshaw, J. B. 1986, The Analysis of Starlight, Cambridge University Press
- Gray, D. F. 2005, The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, Cambridge University Press
- SDSS 光谱观测与数据产品说明页（sdss.org）