Astronomisk spektroskopi

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 25. januar 2021; checks kræver 14 redigeringer .

Astronomisk spektroskopi er en gren af astronomi , der bruger spektroskopimetoder til at måle spektret af elektromagnetisk stråling , herunder synlig stråling , som udsendes af stjerner og andre himmellegemer. Stjernespektret kan afsløre mange egenskaber ved stjerner, såsom deres kemiske sammensætning, temperatur, tæthed, masse, afstand, lysstyrke og relative bevægelser, gennem Doppler-forskydningsmålinger . Spektroskopi bruges også til at studere de fysiske egenskaber af mange andre typer af himmellegemer såsom planeter , tåger , galakser og aktive galaktiske kerner .

Grundlæggende

Astronomisk spektroskopi bruges til at måle tre hovedbånd af stråling: det synlige spektrum , radio og røntgenstråler . Mens al spektroskopi ser på specifikke områder af spektret, kræves der forskellige metoder for at opnå et signal afhængigt af frekvensen. Ozon (O 3 ) og molekylær oxygen (O 2 ) absorberer lys ved bølgelængder op til 300 nm , hvilket betyder, at røntgen- og ultraviolet spektroskopi kræver brug af et satellitteleskop eller raketmonterede detektorer [1] s. 27 . Radiosignaler udstråler med meget længere bølgelængder end optiske signaler og kræver brug af antenner eller radiomodtagere . Infrarød stråling absorberes af atmosfærisk vand og kuldioxid , så selvom udstyret ligner det, der bruges i optisk spektroskopi, skal satellitter optage det meste af det infrarøde spektrum [2] .

Optisk spektroskopi

Fysikere har studeret solspektret siden Isaac Newton første gang brugte et simpelt prisme til at observere lysets egenskaber under brydning [3] . I begyndelsen af 1800- tallet brugte Joseph von Fraunhofer sine evner som glasmager til at skabe meget rene prismer, hvilket gjorde det muligt for ham at observere 574 mørke linjer i et tilsyneladende kontinuerligt spektrum [4] . Kort efter kombinerede han et teleskop og et prisme for at observere spektret af Venus , Månen , Mars og forskellige stjerner såsom Betelgeuse ; hans firma fortsatte med at fremstille og markedsføre højkvalitets brydningsteleskoper baseret på hans originale designs indtil dets lukning i 1884 [5] s. 28-29 .

Opløsningen af et prisme er begrænset af dets størrelse; et større prisme vil give et mere detaljeret spektrum, men stigningen i massen gør det uegnet til højpræcisionsobservation [6] . Dette problem blev løst i begyndelsen af 1900- tallet med udviklingen af højkvalitets reflekterende gitre af J. Plaskett , s.[5]Canada,OttawaiDominion Observatorysom arbejdede ved det afhænger af materialernes brydningsindeks og lysets bølgelængde [7] . Ved at skabe et "brydende" gitter, der bruger et stort antal parallelle spejle, kan en lille brøkdel af lyset fokuseres og gengives. Disse nye spektroskoper producerede mere detaljerede billeder end et prisme, krævede mindre lys og kunne fokuseres på et specifikt område af spektret ved at vippe gitteret [6] .

Begrænsningen på brydningsgitteret er spejlenes bredde, som kun kan skærpes i det omfang, fokus går tabt; maksimum er omkring 1000 linjer/ mm . For at overvinde denne begrænsning er der udviklet holografiske gitre. Volumenfase holografiske gitre bruger en tynd film af dichrome gelatine på en glasoverflade, som derefter udsættes for bølgeinterferens genereret af et interferometer . Dette bølgemønster skaber et reflektionsmønster svarende til brydningsgitter, men ved hjælp af Bragg-betingelsen , det vil sige en proces, hvor reflektionsvinklen afhænger af arrangementet af atomer i gelatine . Holografiske gitre kan have op til 6000 linjer/ mm og kan opsamle lys dobbelt så effektivt som brydningsgitre. Fordi de er forseglet mellem to glasplader, er holografiske gitre meget alsidige og kan potentielt holde i årtier, før de skal udskiftes [8] .

Lys spredt af et gitter eller prisme i en spektrograf kan detekteres af en detektor. Historisk set blev fotografiske plader meget brugt til at optage spektre, indtil elektroniske detektorer blev udviklet, og ladningskoblede enheder ( CCD'er ) er mest almindeligt anvendt i optiske spektrografer i dag. Spektrets bølgelængdeskala kan kalibreres ved at observere et spektrum af emissionslinjer med kendt bølgelængde fra en udladningslampe . Spektrumfluxskalaen kan kalibreres som en funktion af bølgelængden ved sammenligning med en observation af en standardstjerne korrigeret for atmosfærisk absorption af lys; denne proces er kendt som spektrofotometri [9] .

Radiospektroskopi

Radioastronomi blev grundlagt af Karl Janskys arbejde i begyndelsen af 1930'erne , mens han arbejdede på Bell Laboratories . Han byggede en radioantenne for at lede efter potentielle interferenskilder til transatlantiske radiotransmissioner. En af de opdagede støjkilder kom ikke fra Jorden, men fra Mælkevejens centrum i stjernebilledet Skytten [10] . I 1942 opdagede J.S. Hay Solens radiofrekvens ved hjælp af militære radarmodtagere [1] s. 26 . Radiospektroskopi begyndte med opdagelsen af 21 cm HI -linjen i 1951 .

Radiointerferometri

Radiointerferometri blev først taget i brug i 1946 , da Joseph Lade Posey , Ruby Payne-Scott og Lindsay McCready brugte en enkelt antenne på en havklippe til at observere solstråling ved 200 MHz . To indfaldende stråler, den ene direkte fra solen og den anden reflekteret fra havets overflade, skabte den nødvendige interferens [11] . Det første multireceiver-interferometer blev bygget samme år af Martin Ryle og Vonberg [12] [13] . I 1960 udgav Ryle og Anthony Hewish en blændesynteseteknik til at analysere interferometerdata [14] . Irissynteseprocessen, som inkluderer autokorrelation og diskret Fourier-transformation af inputsignalet, rekonstruerer både den rumlige og frekvensvariation af flowet [15] . Resultatet er et 3D-billede, hvis tredje akse er frekvens. For dette arbejde blev Ryle og Hewish i fællesskab tildelt Nobelprisen i fysik i 1974 [16] .

Røntgenspektroskopi

Stjerner og deres egenskaber

Kemiske egenskaber

Newton brugte et prisme til at opdele hvidt lys i farver, og højkvalitets Fraunhofer - prismer gjorde det muligt for videnskabsmænd at se mørke linjer af ukendt oprindelse. I 1850'erne beskrev Gustav Kirchhoff og Robert Bunsen fænomenerne bag disse mørke linjer. Varme faste genstande producerer lys med et kontinuerligt spektrum , varme gasser udsender lys ved bestemte bølgelængder, og varme faste genstande omgivet af koldere gasser viser et næsten kontinuerligt spektrum med mørke linjer svarende til gassernes emissionslinjer [5] :42–44 [17 ] . Ved at sammenligne Solens absorptionslinjer med emissionsspektrene for kendte gasser kan man bestemme stjernernes kemiske sammensætning .

Fraunhofer-hovedlinjerne og de elementer, de er knyttet til, er vist i følgende tabel. Balmer-seriens betegnelser er i parentes.

På nuværende tidspunkt er spektrallinjer udpeget af bølgelængden og det kemiske element, som de tilhører. For eksempel betegner Fe I 4383.547 Å en linje af neutralt jern med en bølgelængde på 4383.547 Å. Men for de stærkeste linjer er de betegnelser, som Fraunhofer indførte, bevaret. Således er de stærkeste linjer i solspektret H- og K-linjerne af ioniseret calcium.

Betegnelse	Element eller forbindelse	Bølgelængde ( Å )	Betegnelse	Element	Bølgelængde ( Å )
y	O2 _	8987,65	c	Fe	4957,61
Z	O2 _	8226,96	F	Hβ _	4861,34
EN	O2 _	7593,70	d	Fe	4668,14
B	O2 _	6867,19	e	Fe	4383,55
C	Hα _	6562,81	G'	Hγ _	4340,47
-en	O2 _	6276,61	G	Fe	4307,90
D1 _	Na	5895,92	G	Ca	4307,74
D2 _	Na	5889,95	h	H δ	4101,75
D3 eller d	Han	5875.618	H	Ca II	3968,47
e	hg	5460,73	K	Ca II	3933,68
E 2	Fe	5270,39	L	Fe	3820,44
b 1	mg	5183,62	N	Fe	3581,21
b 2	mg	5172,70	P	Ti II	3361,12
b 3	Fe	5168,91	T	Fe	3021.08
b 4	Fe	5167,51	t	Ni	2994,44
b 4	mg	5167,33

I tabellen angiver symbolerne Hα, Hβ, Hγ og Hδ de første fire linjer i Balmer-serien af hydrogenatomet . D 1 og D 2 linjerne er den velkendte "natriumdublet" , et par veldefinerede sollinjer.

Det skal bemærkes, at der i litteraturen er modsætninger i nogle betegnelser af linjer. Symbolet d betegner således både den blå linje af jern 4668.14 Å og den gule linje af helium (også betegnet med D 3 ) 5875.618 Å. Linje e kan tilhøre både jern og kviksølv. For at undgå tvetydighed skal du altid angive det element, som linjen tilhører, for eksempel "linje e af kviksølv".

Ikke alle grundstoffer i Solen blev umiddelbart identificeret. To eksempler er anført nedenfor.

I 1868 observerede Norman Lockyer og Pierre Jansen uafhængigt en linje ved siden af natriumdubletten (D1 og D2), som Lockyer identificerede som et nyt grundstof. Han kaldte det Helium , men det var først i 1895, at dette grundstof blev fundet på Jorden [5] :84–85 ;
I 1869, astronomerne Charles Augustus Young og William Harknessuafhængigt observeret en ny grøn emissionslinje i solkoronaen under en formørkelse. Dette "nye" grundstof har forkert fået navnet coronium , da det kun er fundet i kronen. Først i 1930'erne opdagede Walter Grotrian og Bengt Edlen, at spektrallinjen ved en bølgelængde på 530,3 nm skyldes stærkt ioniseret jern (Fe 13+ ) [18] . Andre usædvanlige linjer i koronalspektret er også forårsaget af stærkt ioniserede grundstoffer såsom nikkel og calcium , med den høje ionisering på grund af solkoronaens ekstreme temperatur [1] :87.297 .

Til dato er over 20.000 absorptionslinjer blevet opført for Solen mellem 293,5 og 877,0 nm , men kun omkring 75 % af disse linjer er blevet forbundet med absorption af grundstofferne [1] :69 .

Ved at analysere bredden af hver spektrallinje i emissionsspektret kan man bestemme både de tilstedeværende grundstoffer i stjernen og deres relative mængder [7] . Ved hjælp af denne information kan stjerner opdeles i stjernepopulationer ; Population I-stjerner er de yngste stjerner og har de højeste metalforekomster (vores Sol tilhører denne type), mens Population III-stjerner er de ældste stjerner med meget lave metalforekomster [19] [20] .

Temperatur og størrelse

I 1860 foreslog Gustav Kirchhoff ideen om et sort legeme , et materiale, der udsender elektromagnetisk stråling ved alle bølgelængder [21] [22] . I 1894 udledte Wilhelm Vienna et udtryk, der relaterede temperaturen (T) af et sort legeme til dets maksimale strålingsbølgelængde (λ max ) [23] :

b er proportionalitetskoefficienten kaldet Wiens biaskonstant, lig med 2,897771955…× 10 -3 nm • K [24] . Denne ligning kaldes Wen-forskydningsloven . Ved at måle en stjernes topbølgelængde kan man bestemme overfladetemperaturen på en stjerne [17] . For eksempel, hvis stjernens maksimale strålingsbølgelængde er 502 nm , vil den tilsvarende temperatur være 5778 K.

En stjernes lysstyrke er et mål for frigivelsen af strålingsenergi over et vist tidsrum [25] . Lysstyrken (L) kan relateres til stjernens temperatur (T) som følger:

L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}

hvor R er stjernens radius, og σ er Stefan-Boltzmann-konstanten med værdien: W·m −2 ·K −4 [26] . Når lysstyrken og temperaturen er kendt (gennem direkte måling og beregning), kan stjernens radius bestemmes. $\sigma =5{,}670367(13)\ gange 10^{-8}$

Galakser

Galaksernes spektre ligner stjernespektre ved, at de består af det kombinerede lys fra milliarder af stjerner.

Fritz Zwickys 1937 Doppler - forskydningsundersøgelser af galaksehobe har vist, at galakserne i en hob bevæger sig meget hurtigere, end det ville være muligt ud fra massen af hoben beregnet ud fra synligt lys. Zwicky foreslog, at der må være meget ikke-lysende stof i galaksehobe, som nu er kendt som mørkt stof [27] . Siden opdagelsen har astronomer fastslået, at de fleste galakser (og det meste af universet) består af mørkt stof. I 2003 blev fire galakser ( NGC 821 , NGC 3379 , NGC 4494 og NGC 4697 ) imidlertid fundet at have lidt eller intet mørkt stof, der påvirker bevægelsen af de stjerner, de indeholder; årsagen til fraværet af mørkt stof er ukendt [28] .

I 1950'erne blev stærke radiokilder forbundet med meget svage, meget røde genstande. Da det første spektrum af et af disse objekter blev opnået, producerede det absorptionslinjer ved bølgelængder , hvor ingen var forventet. Det blev hurtigt klart, at det, der blev observeret, var galaksens normale spektrum, men med en meget rødforskydning [29] [30] . De blev kaldt kvasistjerneradiokilder eller kvasarer , opdaget af Hong-Yi Chiu.i 1964 [31] . Kvasarer menes nu at være galakser, der blev dannet i de tidlige år af vores univers, med deres ekstreme energiproduktion drevet af supermassive sorte huller [30] .

En galakses egenskaber kan også bestemmes ved at analysere de stjerner, der findes i dem. NGC 4550 , en galakse i Jomfruhoben, har flere af sine stjerner, der roterer modsat end resten. Det menes, at denne galakse er en kombination af to mindre galakser, der roterede i modsatte retninger i forhold til hinanden [32] . Lyse stjerner i galakser kan også hjælpe med at bestemme afstanden til en galakse, som kan være mere nøjagtig end parallakse eller standardlys [33] .

Interstellært medium

Det interstellare medium er det stof, der optager rummet mellem stjernesystemer i en galakse. 99% af dette stof er gasformigt: brint , helium og mindre mængder af andre ioniserede grundstoffer som f.eks. oxygen . På den anden side er 1% støvpartikler, hovedsageligt sammensat af grafit , silikater og is [34] . Skyer af støv og gas kaldes stjernetåger .

Der er tre hovedtyper af tåger: mørk tåge (alias absorptionståge, også kendt som absorptionståge), refleksionståge og emissionståge . Mørke tåger består af støv og gas i sådanne mængder, at de skjuler lyset fra stjerner bag dem, hvilket gør fotometri vanskelig . Refleksionståger, som deres navn antyder, reflekterer lys fra nærliggende stjerner. Deres spektre er de samme som stjernerne omkring dem, selvom lyset er mere blåt; kortere bølgelængder spreder sig bedre end længere bølgelængder. Emissionståger udsender lys ved bestemte bølgelængder afhængigt af deres kemiske sammensætning [34] .

Gasformige emissionståger

I de tidlige år af astronomisk spektroskopi var videnskabsmænd forundrede over spektret af gasformige tåger. I 1864 bemærkede William Huggins , at mange tåger kun havde emissionslinjer, ikke hele spektret af stjerner. Fra Kirchhoffs arbejde konkluderede han, at tåger må indeholde "enorme masser af lysende gas eller damp" [35] . Der var dog adskillige emissionslinjer, som ikke kunne forbindes med noget jordbaseret element, de lyseste af dem er linjer med en bølgelængde på 495,9 nm og 500,7 nm [36] . Disse linjer blev tilskrevet et nyt grundstof, nebulium , indtil Ira Bowen i 1927 fastslog, at de var emissionslinjer fra stærkt ioniseret oxygen (O +2 ) [37] [38] . Disse emissionslinjer kan ikke reproduceres i et laboratorium, fordi de er forbudte linjer ; den lave tæthed af tågen (et atom pr. kubikcentimeter) [34] tillader metastabile ioner at henfalde gennem forbudt linjeemission frem for kollisioner med andre atomer [36] .

Ikke alle emissionståger forekommer omkring eller i nærheden af stjerner, hvor stjernestråling forårsager ionisering. De fleste gasemissionståger er dannet af neutral brint . I sin grundtilstand har neutral brint to mulige spin- tilstande: elektronen har enten samme spin som protonen eller det modsatte spin . Når et atom passerer mellem disse to tilstande, udsender det et kvantum af elektromagnetisk stråling eller absorption ved en bølgelængde på 21 cm [34] . Denne linje er inden for radioområdet og tillader meget nøjagtige målinger [36] :

skyhastighed kan måles ved hjælp af Doppler-skift ;
intensiteten af linjen ved en bølgelængde på 21 cm giver tætheden og antallet af atomer i skyen;
du kan også beregne temperaturen på skyen.

Ved hjælp af denne information er formen af Mælkevejen blevet bestemt til at være en spiralgalakse , selvom det nøjagtige antal og placering af spiralarmene er genstand for igangværende forskning [39] .

Komplekse molekyler

Støv og molekyler i det interstellare medium interfererer ikke kun med fotometri, men får også absorptionslinjer til at dukke op i spektroskopi. Deres spektrale træk er genereret af overgange af konstituerende elektroner mellem forskellige energiniveauer eller ved rotations- eller vibrationsbevægelser. Detektion sker normalt i radio- , mikrobølge- eller infrarødt område af spektret [40] . De kemiske reaktioner, der danner disse molekyler, kan finde sted i kolde diffuse skyer [41] eller i tætte områder belyst af ultraviolet lys [42] . Polycykliske aromatiske carbonhydrider såsom acetylen (C 2 H 2 ) klumper sig sædvanligvis sammen for at danne grafit eller andet carbon black-lignende materiale [43] , andre organiske molekyler såsom acetone ((CH 3 ) 2 CO) er også blevet fundet [44] og buckminsterfullerenes(C 60 og C 70 ) [42] .

Bevægelse i universet

Stjerner og interstellar gas er bundet af tyngdekraften og danner galakser, og grupper af galakser kan bindes af tyngdekraften til galaksehobe [45] . Med undtagelse af stjerner i Mælkevejen og galakser i den lokale gruppe bevæger næsten alle galakser sig væk fra os på grund af universets udvidelse [18] .

Doppler-effekt og rødforskydning

Bevægelsen af stjerneobjekter kan bestemmes ud fra deres spektrum . På grund af Doppler-effekten flyttes objekter, der bevæger sig mod os , til den blå side , og objekter, der bevæger sig væk fra os, flyttes til den røde side . Bølgelængden af rødforskudt lys er længere og ser rødere ud end kilden. Omvendt er bølgelængden af blåforskudt lys kortere og ser mere blå ud end det oprindelige lys:

{\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {v_{0}}{c}}

hvor er den udsendte bølgelængde, er objektets hastighed og er den observerede bølgelængde. Bemærk, at v<0 svarer til λ<λ 0 , blåforskydningsbølgelængden. En rødforskudt absorptions- eller emissionslinje vil forekomme tættere på den røde ende af spektret end en stationær linje. I 1913 fastslog Westo Slifer , at Andromedagalaksen var blåskiftet, hvilket betyder, at den bevægede sig mod Mælkevejen. Han registrerede spektrene for 20 andre galakser, hvoraf alle undtagen 4 var rødforskudte, og var i stand til at beregne deres hastigheder i forhold til Jorden. Edwin Hubble ville senere bruge denne information, såvel som sine egne observationer, til at bestemme Hubbles lov : jo længere en galakse er fra Jorden, jo hurtigere bevæger den sig væk fra os [18] [46] . Hubbles lov kan beskrives med formlen: $\lambda _{0}$ $v_{0}$ $\lambda$

v=H_{0}d

hvor er hastigheden (eller Hubble-strømmen), er Hubble-konstanten og er afstanden fra Jorden. Rødforskydningen (z) kan udtrykkes ved følgende ligninger [47] : $v$ $H_{0}$ $d$

Beregning af rødforskydning,

z

Afhængig af bølgelængden	Afhængig af frekvensen
$z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}$	$z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}$
$1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}$	$1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}$
I disse ligninger er den observerede bølgelængde betegnet som , den udsendte bølgelængde som a, den observerede frekvens som , og den udsendte frekvens som . ${\displaystyle \lambda _{\mathrm {obsv} ))$ $\lambda _{\mathrm {emit} }$ ${\displaystyle f_{\mathrm {obsv} ))$ ${\displaystyle f_{\mathrm {emit} ))$

Jo større z-værdien er, jo mere forskydes lyset, og jo længere er objektet fra Jorden. Fra januar 2013 er den største rødforskydning af galakser ved z ~ 12 blevet detekteret ved hjælp af Hubble Ultra Deep Field, som svarer til en alder på mere end 13 milliarder år (Universets alder er cirka 13,82 milliarder år) [ 48 ] [49] [50] . Se her for flere detaljer .

Dopplereffekten og Hubbles lov kan kombineres i ligningen z = , hvor c er lysets hastighed . ${\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}$

Besynderlig bevægelse

Objekter, der er bundet af tyngdekraften, vil rotere omkring et fælles massecenter. For stjernelegemer er denne bevægelse kendt som ejendommelig hastighed, og den kan ændre Hubble-strømmen. Således skal der tilføjes et ekstra udtryk for ejendommelig bevægelse til Hubble-loven [51] :

v_{\text{total}}=H_{0}d+v_{\mathrm {pec} }

Denne bevægelse kan forårsage forvirring, når man ser på sol- eller galaktisk spektrum, fordi den forventede rødforskydning, baseret på Hubbles simple lov, vil blive sløret af en særegen bevægelse. For eksempel har Jomfruhobens form og størrelse været genstand for seriøs videnskabelig forskning på grund af de meget store særegne hastigheder af galakserne i hoben [52] .

Dobbeltstjerner

Ligesom planeter kan være gravitationsbundet til stjerner, kan par af stjerner kredse om hinanden. Nogle binære stjerner er visuelle binære stjerner , hvilket betyder, at de kan observeres i kredsløb om hinanden gennem et teleskop . Nogle binære stjerner er dog for tæt på hinanden til at kunne opløses [53] . Disse to stjerner vil, når de ses gennem et spektrometer , vise et sammensat spektrum: spektret af hver stjerne vil være komplekst. Dette sammensatte spektrum bliver lettere at opdage, når stjernerne har samme lysstyrke og forskellige spektraltyper [54] .

Spektral binære kan også detekteres ved deres radiale hastighed ; når de kredser om hinanden, kan den ene stjerne bevæge sig mod Jorden, mens den anden trækker sig tilbage, hvilket forårsager et Doppler-skift i det sammensatte spektrum . Systemets baneplan bestemmer størrelsen af det observerede skift: hvis observatøren ser vinkelret på kredsløbets plan, vil der ikke være nogen observeret radial hastighed [53] [54] . Hvis du for eksempel ser på karrusellen fra siden, vil du se dyrene bevæge sig mod og væk fra dig, mens hvis du ser direkte fra oven, vil de kun bevæge sig i et vandret plan.

Planeter, asteroider og kometer

Planeter , asteroider og kometer reflekterer lyset fra deres forældrestjerner og udsender deres eget lys. For køligere objekter, inklusive planeter i solsystemet og asteroider , er det meste af strålingen ved infrarøde bølgelængder, som vi ikke kan se, men som almindeligvis måles med spektrometre . For genstande omgivet af en gasformig kappe, såsom kometer og planeter med en atmosfære, forekommer emission og absorption ved bestemte bølgelængder i gassen , hvilket præger gasspektret i det faste stofs spektrum . I tilfældet med planeter med en tyk atmosfære eller fuldt skydække (såsom gasgiganterne , Venus og Saturns måne Titan ), afhænger spektret stort set eller helt kun af atmosfæren [55] .

Planeter

Reflekteret planetarisk lys indeholder absorptionsbånd på grund af mineraler i klipper til stede i klippelegemer eller på grund af grundstoffer og molekyler til stede i atmosfæren. Til dato er mere end 3.500 exoplaneter blevet opdaget . Disse omfatter de såkaldte varme Jupitere såvel som jordiske planeter . Forbindelser såsom alkalimetaller , vanddamp, carbonmonoxid , carbondioxid og metan er blevet påvist ved hjælp af spektroskopi [56] .

Asteroider

Ifølge spektret kan asteroider opdeles i tre hovedtyper. De originale kategorier blev skabt i 1975 af Clark R. Chapman, David Morrison og Ben Zellner og udvidet i 1984 af David J. Tolen . I det, der nu er kendt som Tholen-klassifikationen : C-type asteroider er sammensat af kulstofholdigt materiale. , S-type asteroider består primært af silikater , mens X-type asteroider er "metalliske". Der er andre klassifikationer af usædvanlige asteroider. C- og S-type asteroider er de mest almindelige typer af asteroider. I 2002 blev Tolens klassifikation yderligere "transformeret" til SMASS-klassifikationen , hvilket øgede antallet af kategorier fra 14 til 26 for at rumme mere nøjagtig spektroskopisk analyse af asteroider [57] [58] .

Kometer

Kometernes spektre består af det reflekterede solspektrum fra støvskallen, der omgiver kometen, såvel som emissionslinjerne fra gasatomer og molekyler, der ophidser til fluorescens af sollys og/eller kemiske reaktioner . For eksempel blev den kemiske sammensætning af kometen ISON [59] bestemt ved hjælp af spektroskopi på grund af de udtalte emissionslinjer af cyanider (CN), såvel som di- og triatomisk carbon (C 2 og C 3 ). [60] . Nærliggende kometer kan endda ses i røntgenstråler , da solvindioner, der flyver ind i koma , aflyses. Derfor afspejler kometernes røntgenspektre solvindens tilstand og ikke kometens tilstand [61] .

Se også

Kilder

↑ 1 2 3 4 Foukal, Peter V. Solar Astrophysics : [ eng. ] . - Weinheim: Wiley VCH, 2004. - S. 69. - ISBN 3-527-40374-4 .
↑ Cool Cosmos - Infrarød Astronomi (eng.) (utilgængeligt link) . California Institute of Technology . Hentet 23. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 11. oktober 2018.
↑ Newton, Isaac. Optik: Eller, en afhandling om lysets refleksioner, brydninger, bøjninger og farver : [ eng. ] . - London : Royal Society , 1705. - S. 13-19. Arkiveret 24. februar 2021 på Wayback Machine
↑ Fraunhofer, Joseph (1817). “Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre” . Annalen der Physik [ engelsk ] ]. 56 (7): 282-287. Bibcode : 1817AnP....56..264F . DOI : 10.1002/andp.18170560706 .
↑ 1 2 3 4 Hearnshaw, JB Analysen af stjernelys : [ eng. ] . - Cambridge : Cambridge University Press , 1986. - ISBN 0-521-39916-5 .
↑ 1 2 Kitchin, CR Optical Astronomical Spectroscopy: [ eng. ] . - Bristol : Institute of Physics Publishing, 1995. - S. 127, 143. - ISBN 0-7503-0346-8 .
↑ 1 2 Ball, David W. Basics of Spectroscopy: [ eng. ] . - Bellingham , Washington : Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers, 2001. - S. 24, 28. - ISBN 0-8194-4104-X .
↑ Barden, SC; Arns, JA; Colburn, W.S. (juli 1998). d'Odorico, Sandro, red. "Volume-fase holografiske gitre og deres potentiale til astronomiske anvendelser" (PDF) . Proc. SPIE . Optisk astronomisk instrumentering ]. 3355 : 866-876. Bibcode : 1998SPIE.3355..866B . DOI : 10.1117/12.316806 . Arkiveret fra originalen (PDF) 2010-07-28 . Hentet 2020-09-12 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
↑ Oke, JB; Gunn, J.E. (1983). "Sekundære standardstjerner til absolut spektrofotometri". The Astrophysical Journal ]. 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
↑ Ghigo, F. Karl Jansky . National Radio Astronomy Observatory . Associated Universities, Inc. Hentet 24. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 31. august 2006.
↑ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). "Radiofrekvensenergi fra solen". natur _ _ ]. 157 (3980): 158-159. Bibcode : 1946Natur.157..158P . DOI : 10.1038/157158a0 .
↑ Ryle, M.; Vonberg, D.D. (1946). "Solstråling på 175 Mc./s". natur _ _ ]. 158 (4010): 339-340. Bibcode : 1946Natur.158..339R . DOI : 10.1038/158339b0 .
↑ Robertson, Peter. Ud over sydlige himmelstrøg: radioastronomi og Parkes - teleskopet ] . - University of Cambridge , 1992. - S. 42, 43. - ISBN 0-521-41408-3 . Arkiveret 24. juli 2020 på Wayback Machine
↑ W.E. Howard. En kronologisk historie om radioastronomi . Hentet 2. december 2013. Arkiveret fra originalen 14. juli 2012.
↑ Sådan fungerer radioteleskoper . Hentet 2. december 2013. Arkiveret fra originalen 3. december 2013.
↑ Pressemeddelelse: Nobelprisen i fysik i 1974 . Hentet 2. december 2013. Arkiveret fra originalen 11. august 2018.
↑ 1 2 Jenkins, Francis A. Fundamentals of Optics : [ eng. ] / Francis A. Jenkins, Harvey E. White. — 4. - New York : McGraw-Hill, 1957. - P. 430-437 . — ISBN 0-07-085346-0 .
↑ 1 2 3 Morison, Ian. Introduktion til astronomi og kosmologi : [ eng. ] . - Wiley-Blackwell, 2008. - S. 61. - ISBN 978-0-470-03333-3 . Arkiveret 29. oktober 2013 på Wayback Machine
↑ Gregory, Stephen A. Indledende astronomi og astrofysik : [ eng. ] / Gregory, Stephen A., Michael Zeilik. - 4. - Fort Worth [ua] : Saunders College Publ., 1998 . - S. 322 . - ISBN 0-03-006228-4 .
↑ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1. oktober 2013). "Modellering af forureningen af uberørt gas i det tidlige univers." The Astrophysical Journal ]. 775 (2) : 111.arXiv : 1306.4663 . Bibcode : 2013ApJ...775..111P . DOI : 10.1088/0004-637X/775/2/111 .
↑ G. Kirchhoff (juli 1860). "Om forholdet mellem forskellige legemers udstrålende og absorberende kræfter for lys og varme" . London, Edinburgh og Dublin Philosophical Magazine og Journal of Science ]. Taylor og Francis. 20 (130). Arkiveret fra originalen 2020-10-19 . Hentet 2020-09-12 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
↑ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. Atomisk astrofysik og spektroskopi : [ eng. ] . - Cambridge: Cambridge University Press , 2010. - S. 7.221 . — ISBN 978-0-521-82536-8 .
↑ Mahmoud Massoud. §2.1 Sortlegemestråling // Tekniske termofluider: termodynamik, fluidmekanik og varmeoverførsel: [ eng. ] . - Springer , 2005. - S. 568. - ISBN 3-540-22292-8 .
↑ Wiens bølgelængdeforskydningslovkonstant . Fysisk målelaboratorium . Arkiveret fra originalen den 16. november 2016.
↑ Stjernernes lysstyrke . Australia Telescope National Facility (12. juli 2004). Hentet 2. juli 2012. Arkiveret fra originalen 9. august 2014.
↑ Stefan-Boltzmann konstant . Fysisk målelaboratorium . Arkiveret fra originalen den 29. juli 2020.
↑ Zwicky, F. (oktober 1937). "Om masserne af tåger og klynger af tåger". The Astrophysical Journal ]. 86 : 217. Bibcode : 1937ApJ....86..217Z . DOI : 10.1086/143864 .
↑ Romanowsky, Aaron J.; Douglas, Nigel G.; Arnaboldi, Magda; Kuijken, Konrad; Merrifield, Michael R.; Napolitano, Nicola R.; Capaccioli, Massimo; Freeman, Kenneth C. (19. september 2003). "En mangel på mørkt stof i almindelige elliptiske galakser". videnskab _ _ ]. 301 (5640): 1696-1698. arXiv : astro-ph/0308518 . Bibcode : 2003Sci...301.1696R . DOI : 10.1126/science.1087441 . PMID 12947033 .
↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (juli 1963). "Optisk identifikation af 3c 48, 3c 196 og 3c 286 med stjerneobjekter" . The Astrophysical Journal ]. 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ...138...30M . DOI : 10.1086/147615 . Arkiveret fra originalen 2017-09-26 . Hentet 2020-09-12 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
↑ 1 2 Wallace, PR Fysik: fantasi og virkelighed : [ eng. ] . - Singapore : World Scientific , 1991. - S. 235-246 . — ISBN 997150930X .
↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Gravitationssammenbrud. Fysik i dag _ ]. 17 (5):21-34. Bibcode : 1964PhT....17e..21C . DOI : 10.1063/1.3051610 .
↑ Rubin, Vera C.; Graham, JA; Kenney, Jeffrey D.P. (juli 1992). "Kospatiale modsatroterende stjerneskiver i Virgo E7/S0-galaksen NGC 4550". The Astrophysical Journal ]. 394 : L9. Bibcode : 1992ApJ...394L...9R . DOI : 10.1086/186460 .
↑ Kudritzki, R.-P. (maj 2010). "Dissektion af galakser med kvantitativ spektroskopi af de klareste stjerner i universet". Astronomiske Nachrichten [ engelsk ] ]. 331 (5): 459-473. arXiv : 1002.5039 . Bibcode : 2010AN....331..459K . doi : 10.1002/ asna.200911342 .
↑ 1 2 3 4 Kitchin, CR Stjerner, tåger og det interstellare medium: observationsfysik og astrofysik : [ eng. ] . — Bristol : A. Hilger, 1987. — S. 265–277 . — ISBN 0-85274-580-X .
↑ Huggins, Sir William. The Scientific Papers of Sir William Huggins: [ eng. ] . - London: William Wesley og søn, 1899. - S. 114–115.
↑ 1 2 3 Tennyson, Jonathan. Astronomisk spektroskopi: en introduktion til astronomiske spektres atom- og molekylfysik : [ eng. ] . — [Online-Ausg.]. - London : Imperial College Press, 2005. - S. 46-47 , 99-100. — ISBN 1-86094-513-9 .
↑ Hirsh, Richard F (juni 1979). "Gåden om de gasformige tåger". Isis [ engelsk ] ]. 70 (2): 162-212. Bibcode : 1979Isis...70..197H . DOI : 10.1086/352195 . JSTOR 230787 .
↑ Bowen, IS (1. oktober 1927). "Oprindelsen af nebuliumspektret" . natur _ _ ]. 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038/120473a0 .
↑ Efremov, Yu. N. (22. februar 2011). "Om spiralstrukturen af Mælkevejsgalaksen". Astronomirapporter _ _ ]. 55 (2): 108-122. arXiv : 1011.4576 . Bibcode : 2011ARep...55..108E . DOI : 10.1134/S1063772911020016 .
↑ Shu, Frank H. Det fysiske univers: en introduktion til astronomi : [ eng. ] . - 12. [Dr.]. — Sausalito , Californien. : Univ. Science Books, 1982. - S. 232-234 . — ISBN 0-935702-05-9 .
↑ Hudson, Reggie L. Det interstellare medium . Goddard Space Flight Center Astrochemistry Laboratory. Hentet 19. november 2013. Arkiveret fra originalen 13. juli 2013.
↑ 1 2 Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, SE (22. juli 2010). "Detektion af C60 og C70 i en ung planetarisk tåge" . videnskab _ _ ]. 329 (5996): 1180-1182. Bibcode : 2010Sci...329.1180C . DOI : 10.1126/science.1192035 . PMID20651118 . _
↑ Millar, TJ. Støv og kemi i astronomi: [ eng. ] / TJ Millar, D. A. Williams. — Bristol [ua] : Inst. of Physics, 1993. - S. 116. - ISBN 0-7503-0271-2 .
↑ Johansson, L.E.; Andersson, C; Elder, J; Friberg, P; Hjalmarson, A; Hoglund, B; Irvine, W.M.; Olofsson, H; Rydbeck, G (1984). "Spektral scanning af Orion A og IRC+10216 fra 72 til 91 GHz". Astronomi og astrofysik ]. 130 : 227-56. Bibcode : 1984A&A...130..227J . PMID 11541988 .
↑ Hubble udpeger den fjerneste protoklynge af galakser, der nogensinde er set . Arkiveret fra originalen den 12. juni 2018. Hentet 13. januar 2012.
↑ Haynes, Martha Hubbles lov . Cornell University . Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 14. juni 2018.
↑ Huchra, John Extragalactic Redshifts . California Institute of Technology . Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 22. december 2013.
↑ Ellis, Richard S.; McLure, Ross J.; Dunlop, James S.; Robertson, Brant E.; Ono, Yoshiaki; Schenker, Matthew A.; Koekemoer, Anton; Bowler, Rebecca A.A.; Ouchi, Masami; Rogers, Alexander B.; Curtis-Lake, Emma; Schneider, Evan; Charlotte, Stephane; Stark, Daniel P.; Furlanetto, Steven R.; Cirasuolo, Michele (20. januar 2013). "Overfloden af stjernedannende galakser i rødforskydningsområdet 8.5-12: Nye resultater fra 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign." The Astrophysical Journal ]. 763 (1):L7. arXiv : 1211.6804 . Bibcode : 2013ApJ...763L...7E . DOI : 10.1088/2041-8205/763/1/L7 .
↑ Hubble-tællingen finder galakser ved rødforskydninger 9 til 12 . NASA / ESA . Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 5. april 2018.
↑ Planck afslører et næsten perfekt univers . ESA (21. marts 2013). Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 6. december 2013.
↑ Besynderlig hastighed . Swinburne University of Technology. Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 4. april 2019.
↑ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (februar 1997). "Studie af Jomfruklyngen ved hjælp af B-Band Tully-Fisher Relations". The Astrophysical Journal Supplement Series ]. 108 (2): 417-448. Bibcode : 1997ApJS..108..417Y . DOI : 10.1086/312960 .
↑ 1 2 Typer af binære stjerner (engelsk) (link ikke tilgængeligt) . Australia Telescope Outreach and Education . Australia Telescope National Facility. Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 8. december 2013.
↑ 1 2 Gray, Richard O. Stellar spektral klassifikation: [ eng. ] / Richard O. Gray, Christopher J. Corbally. — Princeton, NJ: Princeton University Press, 2009. — S. 507–513. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
↑ Goody, Richard M. Atmosfærisk stråling: Teoretisk grundlag: [ eng. ] / Richard M. Goody, Yung, Yuk Ling. - New York , New York, USA : Oxford University Press , 1989. - ISBN 0-19-505134-3 .
↑ Tessenyi, M.; Tinetti, G.; Savini, G.; Pascale, E. (november 2013). "Molekylær detekterbarhed i exoplanetære emissionsspektre". Icarus [ engelsk ] ]. 226 (2): 1654-1672. arXiv : 1308.4986 . Bibcode : 2013Icar..226.1654T . DOI : 10.1016/j.icarus.2013.08.022 .
↑ Bus, S (juli 2002). "Fase II af den lille hovedbælte-asteroidespektroskopiske undersøgelse en funktionsbaseret taksonomi" . Icarus [ engelsk ] ]. 158 (1): 146-177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006/icar.2002.6856 .
↑ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (maj 1975). "Asteroiders overfladeegenskaber: En syntese af polarimetri, radiometri og spektrofotometri". Icarus [ engelsk ] ]. 25 (1): 104-130. Bibcode : 1975Icar...25..104C . DOI : 10.1016/0019-1035(75)90191-8 .
↑ Sekanina, Zdenek Disintegration of Comet C/2012 S1 (ISON) Shortly Before Perihelion: Evidence From Independent Data Sets . arXiv . Hentet 3. juni 2015. Arkiveret fra originalen 8. marts 2021.
↑ Knight, Matthew Hvorfor ser ISON grøn ud? (engelsk) . Comet ISON-observationskampagne. Hentet 26. november 2013. Arkiveret fra originalen 3. december 2013.
↑ Lisse, C.M.; Dennerl, K.; Englhauser, J.; Harden, M.; Marshall, F.E.; Mumma, MJ; Petre, R.; Pye, JP; Ricketts, MJ; Schmitt, J.; Trumper, J.; West, R.G. (11. oktober 1996). "Opdagelse af røntgenstråler og ekstrem ultraviolet emission fra Comet C/Hyakutake 1996 B2" . videnskab _ _ ]. 274 (5285): 205-209. Bibcode : 1996Sci...274..205L . DOI : 10.1126/science.274.5285.205 . Arkiveret fra originalen 2021-10-26 . Hentet 2020-09-12 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )

Ordbøger og encyklopædier	Moderne Ukraine