阳光是什么颜色？

上一篇《眼睛只会「数到三」：我们是怎么看见颜色的？》文末的「进阶」里，写着这样一句：「文中所有信号都按日光（CIE D65）为 1 来归一化。」也就是说，在计算颜色的时候，我们一直把日光当作基准。再往前，《秋天的叶子，为什么会慢慢变黄、变红？》里的每一种颜色，也都是在日光下算出来的。

日光一直是我们量颜色的那把尺子。可这把尺子本身，又是什么颜色呢？

小朋友画太阳，常常用黄色，或者红色；宇航员却说，在太空里看到的太阳是白的。到底谁说得对？

先猜一猜

很多人会说：太阳当然是黄的，课本和画里都是这样。

也有人查过资料：太阳光谱最强的地方在 500 纳米附近，正好在蓝光和绿光之间。照这么说，太阳应该是蓝绿色的？

两种说法都不对。要知道答案，先看看阳光里到底有什么。

阳光里有什么

科学家在大气层外面、也在地面上，测量了阳光在每个波长上有多强：

先说怎么读这张图。纵轴的「每 1 纳米波长里的功率」，意思是：把阳光按波长切成一段一段，每段宽 1 纳米，看每一段的光照到 1 平方米上，有多少瓦的功率。比如在 500 纳米附近，从 500 到 501 纳米这一小段光，照到 1 平方米上大约有 1.9 瓦。把所有小段加起来，就是阳光的总功率：在大气层外，正对着太阳的每平方米大约接收 1360 瓦；晴天、太阳比较高的时候，到达地面的大约还有 1000 瓦，图中地面那条曲线就是按这样的标准条件算的。地面上的实际数值，会随太阳高度、天气和季节变化。

第一个发现：阳光的光谱非常宽。我们能看见的光，只占它总能量的一半左右（49%）；还有 45% 是看不见的红外线，剩下一点是紫外线。

第二个发现：这条曲线和一条理论曲线贴得非常近，就是图里的虚线。这条虚线来自一个关于「热的东西怎么发光」的公式，后面会说到。

第三个发现：穿过大气层以后，光谱上多了一个个缺口。臭氧吃掉了波长最短的那部分紫外线，氧气和水汽在红外里咬出了好几个大口子，这些都是地球大气留在阳光里的「指纹」。

太阳为什么不是蓝绿色的

现在可以用上一篇的方法，直接算一算眼睛收到的三个数。

如果只留下峰值附近那一窄段光，三种视锥的信号是 0.62 : 1 : 0.36，M 视锥最兴奋，看起来确实是蓝绿色。

可是阳光不只有峰值。它的光谱又宽又平缓，从紫一直铺到红，三种视锥都能分到差不多一样多的光：信号是 1 : 0.98 : 0.95，几乎完全相等。三个数一样，大脑就把它读成白色。

所以，光谱的峰值在哪里，并不决定颜色。颜色看的是三个数的比例，而阳光让三个数几乎一样。

太阳的颜色，来自它的温度

那条虚线是怎么来的？

任何热的东西都会发光。电炉丝烧热了会发红，炭火是橙色的，老式灯泡里的钨丝是黄白色的。物理学家普朗克在 1900 年找到了一个公式，能算出一个温度为 T 的物体，在每个波长上发出多少光。

把温度从 1000 K 一路升高到 12000 K，看看光谱和颜色怎么变：

温度越高，光谱的峰值越往短波长那边挪，颜色就从暗红、橙、黄、白，一直变到蓝白。同时，同样大小的一块表面发出的光也越来越多，和温度的四次方成正比：温度翻一倍，发出的光变成 16 倍。动画里色块下面的数字，比较的就是每平方米表面发出的光：1000 K 的铁板，每平方米只有太阳表面的万分之九；12000 K 的恒星表面，每平方米是太阳表面的 19 倍。

太阳表面大约 5772 K，也就是 5500 摄氏度左右。在这个温度下，光谱的峰值落在可见光范围里，整条曲线把可见光从紫到红都铺满了，所以太阳是白色的。

太阳中心不是更热吗？

是的。太阳中心的温度大约是 1500 万度，能量就是在那里由核聚变产生的。但这些能量要走很久才能到达表面。在太阳内部的大部分区域，光走不了多远就会被吸收、再向随便哪个方向发出去，能量就这样一点一点地往外挪，估计要经过一万年到十几万年；到了最外面大约三分之一的地方，改由翻滚的热气流（对流）把能量带上去。一路上，能量被转交给越来越「凉」的外层。

我们看到的阳光，来自太阳表面一层叫「光球层」的地方：在它下面，光会一次次被挡住；到了这一层，光终于可以直接飞向太空。所以阳光的光谱，反映的是光球层的温度，而不是中心的温度。光离开光球层以后，一路几乎畅通无阻，大约 8 分 20 秒到达地球；在大气层外测到的光谱，基本就是它出发时的样子，直到穿过地球大气，才被咬出图一里那些缺口。

光球层本身也不是只有一个温度：越往深处越热。所以真实的太阳光谱和那条理想的虚线，会有一些小小的差别。

把各种发光的东西排在同一条颜色带上：

这也解释了一件有趣的事：天上没有绿色的星星。热物体的光谱总是很宽，峰值落在绿光附近时，它同时也铺满了红光和蓝光，看起来就是白色。

那为什么我们觉得太阳是黄的？

一个原因是，阳光穿过大气层时，有一部分蓝光被空气「弹」到了四面八方，留在直射阳光里的蓝光少了一点，太阳就略微偏黄。太阳越接近地平线，光要穿过的空气越厚，被弹走的蓝光越多，太阳就越黄、越红。那些被弹走的蓝光，散布在整片天空里。

另一个原因和眼睛有关。上一篇在「还不知道什么」里提到过一个问题：同一张白纸，在正午阳光下和在灯泡下，进到眼睛的光谱差别很大，我们却都觉得它是白的，这叫颜色恒常性。现在可以把它算出来看一看：

在夕阳和白炽灯下，白纸明显发黄，绿叶变成了橄榄色。相机就是这么「看」的，所以在灯光下拍的照片常常偏黄。可是我们站在灯下，却仍然觉得白纸是白的。大脑是怎样做到的，还没有完全弄清楚；但它让我们很难察觉，傍晚和灯下的光其实都偏黄。

一句话：阳光是白色的。它的光谱又宽又平，让三种视锥差不多一样兴奋；而这条光谱的样子，来自太阳表面约 5500 摄氏度的温度。

我们怎么知道

• 抬头看星星：冬天的晚上找到猎户座，它左上角的参宿四是橙红色的，右下角的参宿七是蓝白色的。不用任何仪器，就能看出这两颗星一冷一热。
• 太阳光谱里的暗线：1814 年，夫琅禾费用棱镜仔细观察阳光，在彩虹里看到了几百条暗线。后来人们明白，每一种元素都会吸收特定波长的光，这些暗线就是太阳外层大气里各种元素留下的「签名」。1868 年，天文学家在太阳光谱里发现了一条谁也对不上的黄线，于是把这种新元素叫作「氦」，取自希腊语里的太阳；直到 1895 年，人们才在地球上找到它。
• 在太空里测量：卫星在大气层外持续测量阳光，地面上也有大量观测站。图一里的两条光谱，是美国国家可再生能源实验室等发布的标准太阳光谱（ASTM G173），用大气辐射模型按标准条件算出，再用这些实测数据检验过。

还不知道什么

• 太阳的外层为什么比表面还热？太阳表面约 5500 摄氏度，可它外面那层稀薄的日冕，温度却高达一两百万度。热量是怎么「逆流而上」的？这个「日冕加热问题」至今没有定论，是太阳物理里最有名的谜题之一。
• 眼睛和阳光，谁配合了谁？人眼最敏感的波长，在太阳光谱最强的地方附近，这看起来像是长期演化的结果。可是下面的「进阶」会说到：光谱的峰值在哪里，取决于怎么统计。所以这个「巧合」到底说明了什么，比看上去要微妙得多。

下次看夕阳的时候，可以想一想：太阳发出的光一直是白色的，是厚厚的空气把它染成了橙红色。

进阶：公式、数据和一个关于「峰值」的陷阱

普朗克定律。温度为 T 的黑体，单位波长发出的辐射是

B(λ, T) = 2hc² / λ⁵ · 1 / (e^(hc/λkT) − 1)，

其中 h 是普朗克常数，c 是光速，k 是玻尔兹曼常数。由此可以得到两个规律：峰值波长 λ峰 ≈ 2.898 毫米·开尔文 / T（维恩位移定律），以及单位面积的总辐射和 T⁴ 成正比（斯特藩–玻尔兹曼定律）。图一里的虚线，是一个半径与太阳相同、温度 5772 K 的黑体，在地球距离上的辐射，没有做任何拟合。

「峰值」在哪里，取决于怎么统计。画光谱的时候，要先把光分成一个个「格子」，再数每个格子里有多少光。图一的格子是「每 1 纳米波长」；也可以改成「每 1 太赫兹频率」。这两种格子并不一样宽：同样 1 太赫兹的频率间隔，在 400 纳米附近只相当于 0.53 纳米宽的一段波长，在 1000 纳米附近却相当于 3.34 纳米宽。按频率分格子时，长波长那一边的格子更「宽」，装进去的光更多，峰值就往长波长挪了。

光本身一点也没变，变的只是数光的方法。所以，「阳光里绿光最多」这样的说法，取决于用什么样的格子去数，并不是一个与统计方法无关的物理事实。真正不依赖统计方法的，是眼睛收到的三个数。

数据和计算。太阳光谱：ASTM G173-03 标准光谱（大气层外，以及地面上大气质量 1.5 的总辐射），由美国国家可再生能源实验室发布；文中 49% 和 45% 是在 280 到 4000 纳米范围内算的。太阳有效温度 5772 K：国际天文学联合会 2015 年的推荐值。视锥信号的方法和数据同上一篇（Stockman & Sharpe 2000）。颜色带和动画里的色块只表示色调，亮度固定；大气层外的阳光比屏幕的标准白（D65）略微偏暖一点，所以图二里阳光的色块带一点点暖色。

夕阳和白炽灯。夕阳的光是示意的：把大气层外的阳光，乘上大约 12 倍大气厚度的瑞利散射和少量雾霾的透过率（相当于太阳在地平线上约 4 度），没有考虑臭氧等吸收。白炽灯用 2700 K 的黑体代替。三种光都按「白纸亮度相同」来曝光，白平衡固定在日光。