天体分光光度测量　　天体分光光度测量
　　astronomical spectrophotometry
　　对天体某一波长单色辐射的测量.按采用辐射接受器的不同，可分为相分光光度测量[1]和光电分光光度测量.测量结果用有量纲单位表示如焦厘米２.秒的，叫D绝对分光光度测量；用无量纲相对单位表示的，叫相对分光光度测量.实际测量中不可能做纯单色辐射测量，而是某一狭窄波长范围内的平均辐射，叫谱线测量，可测得光谱线能量分布，而连续光谱测量可得连续光谱能量分布，可求出色温度、有效温度来。
　　指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。
　　在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的,称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的,称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。
　　连续光谱测量 目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。
　　通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体,要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。
　　经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。 连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时,注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。
　　实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。
　　谱线测量 测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正,再作仪器轮廓改正,才能得到较正确的观测谱线轮廓。
　　比较观测轮廓和理论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。