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这个数值正是公认的太阳表面光球层的温度（不同文献给出的数值略有差别，但是总的来说光球层温度接近6000开尔文）。需要注意的是，光球层的温度远远低于太阳内部核聚变发生区域的温度，所以，更准确的说法是，我们通过光谱测量到的是太阳光球层的等效温度（Effective Temperature）。
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这是不是非常神奇呢？在150 000 000km以外，用一个破纸盒和一块便宜的光栅片，我们能测量到太阳的温度。这大概是把我国中医“望闻问切”4大诊法之“望诊”发扬到了极致的体现吧。
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图14.13 使用节能灯的光谱来校对太阳光谱的波长
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如果你还记得的话，我们在本章“基本原理”小节中提到，大师普朗克先生推导出了黑体辐射在所有波段的能量分布规律,它的表达式是：
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其中h是在第12章提到过的普朗克常数（h≈6.63×10-23J·s），C是真空中的光速，λ是光波的波长，kB是第3章提到过的波尔兹曼常数（kB≈1.38×10-23J/K），T是发出该光谱的黑体温度。这个看起来颇为复杂的公式的推导过程我们暂且略过，不熟悉它的朋友只需要了解它是对光波进行量子化以后，加上玻色－爱因斯坦统计得到的结果。如果计算这个公式的最大值所在的波长λmax，我们就会推导出维恩位移定律了。
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利用这个公式，我们可以拟合从紫外到红外的光谱全图。图14.14展示了这样一个结果（图片修改自维基百科“Sunlight”词条中的太阳光谱图）。注意到我们在地面上接受到的光谱与温度为5 523K的黑体光谱有一些差距，但是大致趋势是非常一致的。其中的差距来自于大气中各种物质对太阳光线的吸收。尤其在红外波段，图中标注有O2、H2O、CO2等的地方都是表示这些分子在强烈地吸收那些波长的光线。而在大气顶层测量到的太阳光谱则与根据黑体辐射公式计算得到的曲线非常一致。
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图14.14 黑体辐射曲线拟合太阳光谱全图。图片修改自维基百科“Sunlight”词条中的太阳光谱图
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有趣的是，地球上的人类经过亿万年的演化，发展出了一个极其高级的“CCD”——眼睛。我们的自然母亲是如此地伟大，她把这批“CCD”的敏感区域设置在了波长400～700nm，这正是太阳光谱中能量密度最高的那部分。更绝妙的是，在可见光波段，人眼最敏感的是绿光，这恰好是太阳黑体辐射光谱的顶峰！正因为我们的眼睛对400～700nm波段的电磁波敏感，于是我们称为可见光。倘若太阳没有现在这么热，而只有3000℃，那么经过亿万年的演化，也许我们眼睛能看到的“可见光”就会变成波长800～1400nm，而现在的红橙黄绿青蓝紫则统统被归类为“紫外”了吧！
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探索与发现
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我们在本章中采集的光谱里蕴含的故事还远远没有结束，首先来看节能灯那些分立的谱线，我们还能从中得到什么别的信息吗？
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实际上，除了每个峰所在的波长告诉我们它来自于什么元素以外，每个峰的形状也是大有文章的，从中我们可以推测出关于发光物质的很多信息。比如我们看图14.8中的第2号峰（波长436nm）。它来自水银原子中电子从某一个能级跳跃到另外一个能级所释放出的能量（关于电子跳跃发光的问题，请参考本书第2章“揭秘神奇的光：激光”）。按道理，这个能量是一个非常明确的数值，它等于两个能级之差，所以它应该具有一个单一的波长。但是图14.8中的2号峰有个明显的宽度，也就是说它的波长是可以在一个小范围内变化的。如果把实测光谱的横轴转换成波长的话，这个峰（即谱线）的宽度约为5nm（谱线宽度定义为峰值一半的地方的宽度，简称为“半高宽”）。5nm对于一根本应有着确定能量的谱线来说，是一个非常大的展宽。比如我们常用的激光二极管发出的红光，如果用光谱仪分析，其波长谱线的展宽是0.001nm或更小。
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图14.15 实测2号峰的谱线宽度
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有朋友会质疑说，这个宽度并不代表这根谱线具有多个波长，它来自于我们使用的光谱仪狭缝的宽度，这的确是一个很好的设想。从图14.8中也可以发现，维基百科给出的荧光灯光谱上的2号峰比我们实测的要窄不少，因为科研人员使用的高级光谱仪的狭缝比我们的山寨版要小得多。但是，即使我们进一步缩小狭缝，谱线也始终会有一定的宽度，并不会变得越来越小。这个宽度显然不是来自于狭缝，而是来自发光物质本身。
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荧光灯管中的水银被加热，形成蒸气，所以水银原子在灯管里一边东奔西跑，一边向外发出光线。假设某一个水银原子静止的时候，它发出波长436nm的光波，但是当它向我们奔跑时，它发出的波长就不再是436nm，而会变短一些；当它离我们远去时，它发出的波长也不再是436nm，而会变长一些，这就是我们在高中时学过的多普勒效应。正因被加热的水银蒸气具有朝各个方向以各种速度运动的水银原子，所以原本一根明确的436nm谱线有可能变成437nm（由那些朝我们运动的原子发出），也有可能变成435nm（由那些远离我们运动的原子发出）。这样它就由一根线变成了一个峰。可以理解，水银蒸气温度越高，则原子运动得越快，多普勒效应越明显，谱线就会扩展得越宽。实际上，我们可以通过谱线的半高宽来计算出原子的温度，其公式为：
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（公式推导请参考维基百科“Doppler Broadening”词条），其中λ0是原子在静止情况下应该发出的光波波长，m是原子质量，kB依旧是波尔兹曼常数（kB≈1.38×10－23J/K），T是原子温度。由于我们这里的谱线展宽很大程度上是因为仪器本身引起的误差，所以需要去掉这个因素以后才能用这个公式计算，不过那就是一个很复杂的过程了。
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分析宇宙深处的天体发出的光谱谱线，天文学家可以获得丰富的信息。我的一位从事天文研究的朋友，亚利桑那大学物理系的蔡峥告诉我，他可以从谱线的形状推测出遥远天体的温度、旋转速度、气体湍流强度等信息。这些信息都是从发光物质的运动，从而产生多普勒效应引起的谱线展宽中得到的。图14.16展示了这样一张实际天文研究中通过望远镜和光谱仪获得的光谱图，其中各个主要峰上的标记表示这是由什么物质发出的谱线，比如Lyα是来自氢原子，CIV是来自碳原子（IV表示第四）。很明显这些谱线也都具有非常大的宽度，比如CIV，其半高宽约为10nm。因为这个光谱是使用专业的光谱仪采集的，狭缝引起的展宽可以忽略不计，所以这10nm的展宽完全是由于发光物质碳原子在高速运动引起的。我们可以用多普勒效应的公式来估算一下，要使波长增长5nm，碳原子需要以多大的速度运动。这个公式是（大家可以推导一下）：
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