• Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) on the ESO Very Large Telescope (VLT UT2-耐氏焦点).
4.8.3. 谱线的加宽机制 (1) 谱线的自然宽度 根据测不准原理，能级有一定的宽度，谱线 也会有一定的宽度
的辐射流量。
剩余强度rλ 随波长变化的曲线称谱线轮廓，是用谱线邻近的连 续谱做归一化后的曲线。吸收线最小处为线心λ0(发射线相反) ，线心处 rλ取最小值(或最大值)，连续谱的 rλ = 1
(2)谱线半宽 (FWHM) —Full Width at HalfMaximum)
rλ 无单位量纲
定义: 谱线深度 Rλ = 1 − rλ 线心深度 Rλ0 = 1 − rλ0 则线心深度一半处 所对应的谱线的全 宽度称FWHM。
(2) 仪器轮廓的测定与改正 在做谱线轮廓高精度测量时，必须考虑仪器轮廓的改正 及光谱仪中杂散光的影响。 仪器轮廓主要是分光仪器狭缝的衍射及仪器中其他因素 造成的。 测定仪器轮廓，可用几种能产生很窄谱线的光源，如汞 同位素灯、激光、地球大气吸收线(λ=686.7nm和 λ=759.3nm)，这些光源称δ函数光源。 观测得到的谱线观测轮廓D’(λ)是谱线真轮廓D(λ)和仪 器轮廓I(λ)的叠加。若真轮廓有一定宽度，则其每个波 长处可看为无限窄的谱线通过仪器后受仪器轮廓影响呈 现一定的分布，观测轮廓就是这些小轮廓的叠加。
Fλ (1 − ) dλ FC
4.8.2. 谱线轮廓的测定 谱线轮廓的测定要求高分辨率光谱仪拍摄的光谱， R=104以下可测等值宽度，105以上可测谱线轮廓。根据 观测目标与课题要求，来选用光谱仪(卡焦和折轴)。 在观测时除待测星外，还要观测分光标准星、定标灯、 CCD的bais、暗流和平场(flat)。 (1) CCD光谱的资料处理 一般用美国光学天文台(NOAO)编制的大型天文软件 包IRAF进行资料处理(或欧南台ESO编制的MIDAS软 件包)，它们都包含专门处理CCD光谱的子程序包。 资料处理的步骤(略)。 用IRAF处理兴隆2.16m卡焦光谱为例：
1. 本底，平场的处理（液氮制冷CCD，暗流可不考虑） 2. 去除宇宙线、热点、死点； 3. 抽取一维谱(目标星和标准星)，同时消除背景影响 4. 波长定标：将CCD上的像素点坐标转换为波长坐标， 利用当天拍摄的He/Ar(氦/氩)灯，抽取灯谱，灯谱波
长认证； 5. 色散轴改正； 6. 流量定标（根据标准星的位置与流量，考虑大气消光） 7. 连续谱归一化； 8. 谱线分析：谱线轮廓、等值宽度、半宽，中心波长等
利用计算机可方便地进行付里叶变换和逆变换运算，求 出真轮廓D(λ)。 因仪器轮廓仅使谱线内的能量重新分配，不影响总能量， 所以仅对谱线轮廓产生影响，不影响等值宽度。 观测经验表明， 仪器轮廓对弱线 (EWλ<0.1Å)影响较 大。当用小色散光 谱仪得到弱线时， 须考虑仪器轮廓的 改正；若真轮廓比 仪器轮廓大3~4倍， 可不考虑。
线心 书上有误P169 线翼
(3) 等值宽度(Equivalent Width — EW)： 描述谱线的总吸收(或总发射)强度
EWλ = ∫ R (λ )dλ = ∫ (1 − rλ )dλ = ∫
0 0 ∞ ∞ ∞ 0
单位是nm(波长) EWλ表示由谱线轮廓和连续光谱背景 所包围的面积，是该元素吸收(或发射)的 全部能量。实际积分上下限不是[0, ∞]， 而是谱线外两边狭小的范围。因谱线两边 为连续谱，R(λ)为零。 通常用一个矩形来表示等值宽度，它 的高度为1(rλ)，宽度正好为EWλ，与天体 的温度、密度和丰度等物理量有关。 EWλ的误差主要来自对连续谱FC 确定 的误差, 低色散光谱只能测定等值宽度。
太阳黑子是强磁场区，磁场强度约3500-4500Gs，只有 用高分辨的光谱仪才可测量。 对弱磁场(0.1Gs)，主要是用偏振加磁像仪的方法，因谱 线的轮廓，使谱线分裂效应混合在轮廓中，我国怀柔磁场 望远镜使用偏振器和窄带滤光器来测量太阳磁场。 除太阳外，恒星的磁场很难测定，只有少数Ap星测得磁 场， Ap 星 ( 磁星 ) 是特殊的 A 型主序星 (P152) ，自转较慢， 金 属 线 较 多 ， 典 型 磁 场 为 2T(1T=104Gs) ， 磁 场 的 变 化 (P=1-25天)可能导致金属线的出现。最亮的是大熊座ε(北 斗五，玉衡)。 有的白矮星磁场可达103T,中子星的磁场更强。 本书§7.8对晚型星磁场测定方法做了介绍。
resolution of the spectra is = 60 000 with 4 pixels per spectral resolution element. Top panel: the spectrum before removal of the numerous telluric H2O lines which occur in this region. Bottom panel: the spectrum after division by that of the B-type star HR 5488 using the IRAF task telluric. spectrum of HD110621 (V = 9.92, [Fe/H] = -1:66) in the far red.
The total integration time for a V = 11 mag star was about 60 min, split into three separate exposures so that cosmic ray hits could be removed by comparison of the three spectra.
2 λ Δλ = (ΔE )λ2 (hc) −1 = 2πcΔt
ΔE
为能级宽度，Δt 为能级寿命
(2) 压力致宽(碰撞致宽) 恒星大气压力不同，受激原子与其它粒子碰撞的几 率也不同，所引起的能级变化也不同。
(3) 微观多普勒致宽 在恒星大气内原子的无序运动，可 能来自热运动和微湍动。根据麦克 斯韦速度分布规律，在视向速度 (ξ,ξ+dξ)范围内参与运动的相对 原子数为dn 1 − (ξ e Nhomakorabea= n π
ξ0 )2
dξ
ξD
2 2 2 RT + ξ 2 ξ = ξ + ξ = t 0 其中 D μ t
ξ 0：原子热运动的最或然速度； ξ t ：湍动的最概然速度
R：气体常数；μ：原子量；T：运动温度 微观多普勒致宽能改变谱线轮廓，也能增加谱线的等值宽度
(4) 宏观多普勒致宽 主要是恒星大气的宏观 湍流和恒星自转导致的谱 线致宽，致使总轮廓致宽 (主要是线翼)，但不影响 谱线的等值宽度。 本书§7.5详细讨论了利用谱线 轮廓来求恒星自转的方法。 (5) 磁致宽 由磁场导致谱线的塞曼分裂 由于塞曼分裂不大，例如对太阳常用的磁敏感谱线波长 为6302.6 Å，当磁场强度为1000Gs时，2Δλ=0.0952 Å
设D(x)为离线心x 处的真轮廓，由于 仪器轮廓I的作 用，使x处的单色 光歪曲为在x附近 的一波段内有一定 的分布，为 I(λ－x)D(x)(见 图)，所以在λ处 观测到的总强度
线心λ0真轮廓
D ' (λ ) = ∫ I (λ − x ) D ( x) dx = I (λ ) ∗ D (λ )
观测轮廓D’(λ)是真轮廓D(λ)与仪器轮廓I(λ)的卷积
§4.8 谱线的测定
天体的线光谱中包含了丰富的天体物理信息 光谱能获得的物理信息 获得的方法 天体所含的元素 谱线位置认证 元素的丰度(abundance) 谱线强度或等值宽度 (intensity or equivalent width) 宏观速度场 位置，轮廓(position，profile) (macroscopic velocity field) 温度，压力，表面重力 强度，宽度 (temperature,pressure,gravity) 微观速度场(microsoopic velocity field) 轮廓(profile) 磁场(magnetic field) 塞曼子线，偏振 (zeeman components,polarization) 视向速度(radial velocity) 位置
4.8.1 谱线轮廓与等值宽度 要求高色散和高分辨率的光谱仪，一般采用大型光谱 仪，如折轴系统和光纤引导系统。 (1)谱线轮廓(Profile): 图为吸收线的能量分布，实际中 常用谱线邻近的连续谱强度做单位，用剩余强度 rλ 表示吸 收谱线内的相对强度分布。
Fλ 谱线的剩余强度 rλ = FC
Fλ 是λ处谱线的辐射 流量，FC 是λ处连续谱