想象一下用透镜（可将每个星星发出的光分离成彩虹般的色彩）般的眼睛看满天星斗的天空。天文学家已经为此建造了仪器，光谱学是天文学家工具箱中最有效的工具之一。

  这种技术可能不会产生哈勃太空望远镜拍摄的那种著名的漂亮照片，但是对于天文学家来说，一个光谱的价值相当于一千张照片。

  光谱学是将星光分成各种组成它的波长的过程。这就像棱镜将太阳光变成彩虹一样。我们所熟悉的彩虹颜色对应着可见光的不同波长。

  可见光光谱。注意越往红端波长越大。（图片来自：Wikimedia, CC BY）

  人类的眼睛对可见光光谱敏感。在整个电磁波谱上，可见光光谱只是一个窄条带。可见光光谱包括了大约390纳米到780纳米的波长（天文学家常常使用埃（10-10）为单位，因此可见光的波长跨度为3900到7800埃）。

  一旦可见星光到达望远镜弯曲的主镜，它被反射到焦点上然后就可以被引到任何地方。如果光被引入镜头，夜空的图像就会出现在电脑屏幕上。

  如果光在进入镜头之前被送到光谱摄制仪，那么来自宇宙天体的光会被分成基本组成部分。

  艾萨克·牛顿在十七世纪六十年代使用了一种简易光谱摄制仪，当时他用玻璃棱镜使光发生色散。现代光谱摄制仪包括一系列镜片，一个分散元件和一个末端镜头。光被数字化后被送往计算机。天文学家使用计算机检测、分析形成的光谱。

  天文学家利用光谱能判断许多关于所观测天体的信息，例如它距离我们有多远、其化学组成、年龄、形成历史、温度等。虽然每个天体都有其独特的光谱指纹，有些一般特性是共通的。

  上面是一个旋涡星系的光谱。下面是无恒星星系的光谱。（图片来自：澳大利亚天文台录像截图，作者提供）

  这里我们研究录像中显示的星系光谱。一个星系的光谱中包含亿万个恒星以及星系中别的发光物质（例如气体和灰尘）发出的光。

  在上面的光谱中你能够正常的看到一些突起。这被称为“发射谱线”。它们是原子中的电子在不同能级之间跃迁产生的，因而只有在某些波长处才有。

  氢的光谱特别的重要，是因为宇宙中90%的正常物质都是氢。由于氢原子的结构特征，我们在上面的光谱图中大致7500埃的波长处识别出了强烈的氢-阿尔法发射谱线。

  在星系中，只有最年轻、最大的恒星的温度才足以激发周围的氢气，电子在跃迁到第二能级前位于第三能级，因而发出氢-阿尔法光子。

  由此，我们大家都知道星系光谱中的氢-阿尔法谱线的强度代表星系中有多少年轻的恒星。由于下面的光谱显示没有氢-阿尔法谱线，我们大家可以断定下面的星系没有光亮的恒星正在形成，而上面的星系则孕育着好多新恒星。

  在下面的光谱中你能够正常的看到一些下跌的线。这些下跌被称为“吸收谱线”，因为这只有当光源和地球上的观测人员之间有一些物质吸收了光时它们才会出现。吸收物质可以是恒星的扩展层或者气体或灰尘组成的星际云。

  下面光谱中低于5000埃的密集的吸收谱线是钙元素的H和K线，它们能被用于判断恒星在星系附近变化得有多快。

  从光谱中能够得到的基础信息是星系和地球之间的距离，更具体一点就是在光到达地球过程中光被拉长了多少。由于宇宙正在扩张，星系发出的光在宇宙内传播的过程中其谱线朝红端发生移动。我们测量的正是这种红移。

  为了判断星系的准确距离，天文学家测量了观测到的光谱中吸收和发射谱线的模式并将其与实验室里测量的地球上的波长特征比较。其差异表示光被拉伸了多少，进而可以得知光在宇宙中传播了多少距离，进而获知星系有多远。

  在之前提到的上面的星系光谱中，我们在约7450埃的波长处检测到强烈的氢-阿尔法红色的发射谱线，也就是说在此星光碰巧到达我们的望远镜之前它已传播了17亿年。星系在发出该光时，宇宙的年龄约118亿年。

  澳大利亚的光谱分析技术在近20年来长期处在国际领先水平。这在很大程度上归功于光纤的使用。光纤可以将望远镜捕捉的星光引入光谱摄制仪中。

  使用光纤的巨大好处是可以同时得到不止一个光谱。这极大地提高了望远镜的观测效率。

  澳大利亚的天文学家们在使用机器人技术来定位单个光纤方面处于世界领头羊。采用这种技术后，英澳望远镜和英国施密特望远镜（都位于新南威尔士州的赛丁泉天文台）已经收集了人类观测到的250万个星系的光谱中的三分之一。

  尽管在研究项目中我使用了几十万个星系光谱，我仍然为此感到惊奇。因每个光谱都是由漩涡状星系中被重力牵引的数以千亿的恒星发出的光混合而成的，而且很多星云与我们所在的银河系很相似。