Tähtitieteellinen spektroskopia

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 25. tammikuuta 2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 14 muokkausta .

Tähtitieteellinen spektroskopia on tähtitieteen haara , joka mittaa spektroskopiamenetelmiä tähtien ja muiden taivaankappaleiden lähettämän sähkömagneettisen säteilyn spektrin , mukaan lukien näkyvä säteily. Tähtispektri voi paljastaa monia tähtien ominaisuuksia, kuten niiden kemiallisen koostumuksen, lämpötilan, tiheyden, massan, etäisyyden, valoisuuden ja suhteellisen liikkeen Doppler -siirtomittausten avulla . Spektroskopiaa käytetään myös monien muiden taivaankappaleiden, kuten planeettojen , sumujen , galaksien ja aktiivisten galaktisten ytimien fysikaalisten ominaisuuksien tutkimiseen .

Perusteet

Tähtitiedespektroskopiaa käytetään kolmen säteilyn pääkaistan mittaamiseen: näkyvä spektri , radio ja röntgensäteet . Vaikka kaikessa spektroskopiassa tarkastellaan tiettyjä spektrin alueita, tarvitaan erilaisia menetelmiä signaalin saamiseksi taajuudesta riippuen. Otsoni (O 3 ) ja molekyylihappi (O 2 ) absorboivat valoa jopa 300 nm :n aallonpituuksilla , mikä tarkoittaa, että röntgen- ja ultraviolettispektroskopia edellyttää satelliittiteleskoopin tai raketteihin asennettujen ilmaisimien käyttöä [1] s. 27 . Radiosignaalit säteilevät paljon pidemmillä aallonpituuksilla kuin optiset signaalit ja vaativat antennien tai radiovastaanottimien käyttöä . Ilmakehän vesi ja hiilidioksidi absorboivat infrapunasäteilyä , joten vaikka laitteet ovat samanlaisia kuin optisessa spektroskopiassa, satelliittien on tallennettava suurin osa infrapunaspektristä [2] .

Optinen spektroskopia

Fyysikot ovat tutkineet auringon spektriä siitä lähtien, kun Isaac Newton käytti ensimmäistä kertaa yksinkertaista prismaa tarkkailemaan valon ominaisuuksia taitettaessa [3] . 1800 -luvun alussa Joseph von Fraunhofer käytti taitojaan lasintekijänä luodakseen erittäin puhtaita prismoja, jolloin hän pystyi havaitsemaan 574 tummaa viivaa näennäisesti jatkuvassa spektrissä [4] . Pian tämän jälkeen hän yhdisti kaukoputken ja prisman tarkkaillakseen Venuksen , Kuun , Marsin ja erilaisten tähtien, kuten Betelgeusen , spektriä ; hänen yrityksensä jatkoi korkealaatuisten taitettavien teleskooppien valmistusta ja markkinointia hänen alkuperäisten suunnitelmiensa perusteella, kunnes se suljettiin vuonna 1884 [5] s. 28-29 .

Prisman resoluutiota rajoittaa sen koko; suurempi prisma tarjoaa yksityiskohtaisemman spektrin, mutta massan kasvu tekee siitä sopimattoman korkean tarkkuuden havainnointiin [6] . Tämä ongelma ratkaistiin 1900-luvun alussa , kun J. Plaskett , s.[5]kehitti Kanadassa,OttawassaDominionin observatoriossajoka työskenteli se riippuu materiaalien taitekertoimista ja valon aallonpituudesta [7] . Luomalla "taittava" hila, joka käyttää suurta määrää rinnakkaisia peilejä, pieni osa valosta voidaan kohdistaa ja renderöidä. Nämä uudet spektroskoopit tuottivat yksityiskohtaisempia kuvia kuin prisma, vaativat vähemmän valoa ja ne voitiin tarkentaa tietylle spektrin alueelle kallistamalla hilaa [6] .

Taitehilan rajoitus on peilien leveys, jota voidaan teroittaa vain siinä määrin, että tarkennus katoaa; maksimi on noin 1000 riviä/ mm . Tämän rajoituksen voittamiseksi on kehitetty holografisia ritilöitä. Tilavuusfaasiholografiset ritilät käyttävät ohutta dikromigelatiinikalvoa lasipinnalla, joka sitten altistetaan interferometrin synnyttämille aaltohäiriöille . Tämä aaltokuvio luo heijastuskuvion, joka on samanlainen kuin taitehilat, mutta käyttämällä Braggin ehtoa , eli prosessia, jossa heijastuskulma riippuu atomien sijoittelusta gelatiinissa . Holografisissa ritiloissa voi olla jopa 6000 viivaa/ mm ja ne keräävät valoa kaksi kertaa tehokkaammin kuin taittoritilät. Koska holografiset ritilät on suljettu kahden lasilevyn väliin, ne ovat erittäin monipuolisia, ja ne voivat kestää vuosikymmeniä ennen kuin ne on vaihdettava [8] .

Hilan tai prisman siroama valo spektrografissa voidaan havaita detektorilla. Historiallisesti valokuvalevyjä käytettiin laajalti spektrien tallentamiseen, kunnes elektroniset ilmaisimet kehitettiin, ja varauskytkettyjä laitteita ( CCD ) käytetään nykyään yleisimmin optisissa spektrografeissa. Spektrin aallonpituusasteikko voidaan kalibroida tarkkailemalla purkauslampun tunnetun aallonpituuden emissiolinjojen spektriä . Spektrivuon asteikko voidaan kalibroida aallonpituuden funktiona vertaamalla havaintoon standarditähdestä, joka on korjattu ilmakehän valon absorptiolla; tämä prosessi tunnetaan spektrofotometriana [9] .

Radiospektroskopia

Radioastronomian perustivat Karl Jansky 1930 -luvun alussa työskennellessään Bell Laboratoriesissa . Hän rakensi radioantennin etsimään mahdollisia häiriölähteitä transatlanttisille radiolähetyksille. Yksi löydetyistä melun lähteistä ei tullut maasta, vaan Linnunradan keskustasta Jousimiehen tähdistössä [10] . Vuonna 1942 J.S. Hay löysi Auringon radiotaajuuden käyttämällä sotilaallisia tutkavastaanottimia [1] s. 26 . Radiospektroskopia alkoi 21 cm HI - linjan löytämisellä vuonna 1951 .

Radiointerferometria

Radiointerferometria otettiin ensimmäisen kerran käyttöön vuonna 1946 , kun Joseph Lade Posey , Ruby Payne-Scott ja Lindsay McCready käyttivät yhtä antennia merenkalliolla tarkkailemaan auringon säteilyä taajuudella 200 MHz . Kaksi tulevaa sädettä, toinen suoraan auringosta ja toinen meren pinnalta heijastuva, aiheutti tarvittavan häiriön [11] . Ensimmäisen monivastaanottimen interferometrin rakensivat samana vuonna Martin Ryle ja Vonberg [12] [13] . Vuonna 1960 Ryle ja Anthony Hewish julkaisivat aukon synteesitekniikan interferometritietojen analysoimiseksi [14] . Iris-synteesiprosessi, joka sisältää autokorrelaation ja sisääntulosignaalin diskreetin Fourier-muunnoksen , rekonstruoi virtauksen sekä tila- että taajuusvaihtelun [15] . Tuloksena on 3D-kuva, jonka kolmas akseli on taajuus. Tästä työstä Ryle ja Hewish saivat yhdessä fysiikan Nobel-palkinnon 1974 [16] .

Röntgenspektroskopia

Tähdet ja niiden ominaisuudet

Kemialliset ominaisuudet

Newton käytti prismaa jakaakseen valkoisen valon väreiksi, ja korkealaatuiset Fraunhofer - prismat antoivat tutkijoille mahdollisuuden nähdä tuntemattoman alkuperän tummia viivoja. Gustav Kirchhoff ja Robert Bunsen kuvasivat 1850 -luvulla ilmiöitä näiden tummien viivojen takana. Kuumat kiinteät esineet tuottavat valoa jatkuvalla spektrillä , kuumat kaasut säteilevät valoa tietyillä aallonpituuksilla ja kuumat kiinteät esineet kylmempien kaasujen ympäröimänä näyttävät lähes jatkuvan spektrin tummilla viivoilla, jotka vastaavat kaasujen emissioviivoja [5] :42–44 [17 ] ] . Vertaamalla Auringon absorptioviivoja tunnettujen kaasujen emissiospektreihin voidaan määrittää tähtien kemiallinen koostumus .

Fraunhoferin päälinjat ja niihin liittyvät elementit on esitetty seuraavassa taulukossa. Balmer-sarjan nimitykset ovat suluissa.

Tällä hetkellä spektriviivat on merkitty aallonpituudella ja kemiallisella alkuaineella, johon ne kuuluvat. Esimerkiksi Fe I 4383,547 Å tarkoittaa neutraalia rautaa, jonka aallonpituus on 4383,547 Å. Mutta vahvimpien linjojen osalta Fraunhoferin käyttöön ottamat nimitykset on säilytetty. Siten aurinkospektrin vahvimmat viivat ovat ionisoidun kalsiumin H- ja K-linjat.

Nimitys	Elementti tai liitäntä	Aallonpituus ( Å )	Nimitys	Elementti	Aallonpituus ( Å )
y	O2_ _	8987,65	c	Fe	4957,61
Z	O2_ _	8226.96	F	Hβ_ _	4861,34
A	O2_ _	7593,70	d	Fe	4668.14
B	O2_ _	6867,19	e	Fe	4383,55
C	Hα_ _	6562.81	G'	hei _	4340,47
a	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 tai d	Hän	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

Taulukossa symbolit Hα, Hβ, Hγ ja Hδ tarkoittavat vetyatomin Balmer -sarjan neljää ensimmäistä riviä . D1- ja D2 - linjat ovat hyvin tunnettu "natriumdubletti" , pari hyvin määriteltyjä aurinkolinjoja.

On huomattava, että kirjallisuudessa on ristiriitoja joissakin rivien nimityksissä. Siten symboli d tarkoittaa sekä sinistä rautaviivaa 4668,14 Å että keltaista heliumin viivaa (merkitty myös D3: lla ) 5875,618 Å. Rivi e voi kuulua sekä raudalle että elohopealle. Epäselvyyden välttämiseksi sinun on aina määritettävä elementti, johon viiva kuuluu, esimerkiksi " elohopeaviiva e ".

Kaikkia Auringon alkuaineita ei tunnistettu heti. Alla on lueteltu kaksi esimerkkiä.

Vuonna 1868 Norman Lockyer ja Pierre Jansen havaitsivat itsenäisesti natriumdupletin (D1 ja D2) vieressä olevan viivan, jonka Lockyer tunnisti uudeksi elementiksi. Hän kutsui sitä heliumiksi , mutta tämä alkuaine löydettiin maapallolta vasta vuonna 1895 [5] :84–85 ;
Vuonna 1869 tähtitieteilijät Charles Augustus Young ja William Harknesshavaitsi itsenäisesti uuden vihreän päästöviivan aurinkokoronassa pimennyksen aikana. Tämä "uusi" alkuaine on nimetty väärin koronaksi , koska se on löydetty vain kruunusta. Walter Grotrian ja Bengt Edlen havaitsivat vasta 1930-luvulla, että spektriviiva aallonpituudella 530,3 nm johtuu voimakkaasti ionisoidusta raudasta (Fe 13+ ) [18] . Myös muita epätavallisia koronaalisen spektrin viivoja aiheuttavat voimakkaasti ionisoidut alkuaineet, kuten nikkeli ja kalsium , ja korkea ionisaatio johtuu auringon koronan äärimmäisestä lämpötilasta [1] :87 297 .

Tähän mennessä Auringolle on listattu yli 20 000 absorptioviivaa 293,5-877,0 nm : n välillä , mutta vain noin 75 % näistä viivoista on liitetty alkuaineiden absorptioon [1] :69 .

Analysoimalla kunkin emissiospektrin spektriviivan leveyttä voidaan määrittää sekä tähdessä olevat alkuaineet että niiden suhteellinen runsaus [7] . Tämän tiedon avulla tähdet voidaan jakaa tähtipopulaatioihin ; Populaatio I tähdet ovat nuorimpia tähtiä ja niissä on eniten metallia ( Aurinkomme kuuluu tähän tyyppiin), kun taas populaation III tähdet ovat vanhimpia tähtiä, joilla on erittäin alhainen metallien määrä [19] [20] .

Lämpötila ja koko

Vuonna 1860 Gustav Kirchhoff ehdotti ajatusta mustasta kappaleesta , materiaalista, joka lähettää sähkömagneettista säteilyä kaikilla aallonpituuksilla [21] [22] . Wilhelm Vienna johti vuonna 1894 lausekkeen, joka yhdistää mustan kappaleen lämpötilan (T) sen huippusäteilyn aallonpituuteen (λ max ) [23] :

b on suhteellisuuskerroin , jota kutsutaan Wienin bias-vakioksi ja joka on yhtä suuri kuin 2,897771955…× 10 -3 nm • K [24] . Tätä yhtälöä kutsutaan Wenin siirtymälaiksi . Mittaamalla tähden huippuaallonpituus voidaan määrittää tähden pintalämpötila [17] . Esimerkiksi, jos tähden säteilyn huippuaallonpituus on 502 nm , vastaava lämpötila olisi 5778 K.

Tähden kirkkaus on mitta säteilyenergian vapautumisesta tietyn ajanjakson aikana [25] . Valoisuus (L) voidaan suhteuttaa tähden lämpötilaan (T) seuraavasti:

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

missä R on tähden säde ja σ on Stefan-Boltzmannin vakio arvolla : W·m −2 ·K −4 [26] . Näin ollen, kun valoisuus ja lämpötila tiedetään (suoran mittauksen ja laskennan avulla), tähden säde voidaan määrittää. $\sigma =5{,}670367(13)\times 10^{-8}$

Galaksit

Galaksien spektrit ovat samanlaisia kuin tähtien spektrit, koska ne koostuvat miljardien tähtien yhdistetystä valosta.

Fritz Zwickyn vuonna 1937 tekemät galaksijoukkojen Doppler -siirtymätutkimukset ovat osoittaneet, että galaksien galaksit liikkuvat paljon nopeammin kuin olisi mahdollista näkyvästä valosta lasketun joukon massan perusteella. Zwicky ehdotti, että galaksiklusterissa täytyy olla paljon ei-valaisevaa ainetta, joka tunnetaan nykyään pimeänä aineena [27] . Sen löytämisen jälkeen tähtitieteilijät ovat päättäneet, että suurin osa galakseista (ja suurin osa maailmankaikkeudesta) koostuu pimeästä aineesta. Vuonna 2003 kuitenkin havaittiin, että neljällä galaksilla ( NGC 821 , NGC 3379 , NGC 4494 ja NGC 4697 ) on vain vähän tai ei ollenkaan pimeää ainetta, joka vaikutti niiden sisältämien tähtien liikkeeseen; Syytä pimeän aineen puuttumiseen ei tunneta [28] .

1950 -luvulla voimakkaat radiolähteet yhdistettiin hyvin himmeisiin, hyvin punaisiin esineisiin. Kun yhdestä näistä objekteista saatiin ensimmäinen spektri, se tuotti absorptioviivoja aallonpituuksilla , joilla niitä ei odotettu. Pian kävi selväksi, että havaittu oli galaksin normaali spektri, mutta hyvin punasiirtymällä [29] [30] . Niitä kutsuttiin kvasitähtiradiolähteiksi tai kvasareiksi , jotka Hong-Yi Chiu löysi .vuonna 1964 [31] . Kvasaarien ajatellaan nykyään olevan galakseja, jotka muodostuivat maailmankaikkeutemme alkuvuosina ja joiden äärimmäisen energiantuotannon ohjaavat supermassiiviset mustat aukot [30] .

Galaksin ominaisuudet voidaan määrittää myös analysoimalla niistä löytyviä tähtiä. NGC 4550 :n, Neitsyt-joukon galaksissa, enemmän tähtiä pyörii vastakkain kuin muilla. Uskotaan, että tämä galaksi on kahden pienemmän galaksin yhdistelmä, jotka pyörivät vastakkaisiin suuntiin toisiinsa nähden [32] . Galaksien kirkkaat tähdet voivat myös auttaa määrittämään etäisyyden galaksiin, mikä voi olla tarkempi kuin parallaksi tai tavalliset kynttilät [33] .

Interstellar medium

Tähtienvälinen väliaine on aine, joka vie tilaa tähtijärjestelmien välillä galaksissa. 99 % tästä aineesta on kaasumaista: vetyä , heliumia ja pienempiä määriä muita ionisoituneita alkuaineita, kuten esimerkiksi happea . Toisaalta 1 % on pölyhiukkasia, jotka koostuvat pääasiassa grafiitista , silikaateista ja jäästä [34] . Pöly- ja kaasupilviä kutsutaan sumuiksi .

On olemassa kolme päätyyppiä sumuja: tumma sumu (alias absorptiosumu, alias absorptiosumu), heijastussumu ja emissio sumu . Tummat sumut koostuvat pölystä ja kaasusta sellaisina määrinä, että ne peittävät takanaan olevien tähtien valon, mikä tekee fotometriasta vaikeaa . Heijastusumut, kuten nimensä viittaa, heijastavat valoa lähellä olevista tähdistä. Niiden spektrit ovat samat kuin niitä ympäröivien tähtien spektrit, vaikka valo on sinisempää; lyhyemmät aallonpituudet hajoavat paremmin kuin pidemmät aallonpituudet. Emissiosumut lähettävät valoa tietyillä aallonpituuksilla riippuen niiden kemiallisesta koostumuksesta [34] .

Kaasupäästösumut

Tähtitieteellisen spektroskopian alkuvuosina tutkijat olivat ymmällään kaasusumujen kirjosta. Vuonna 1864 William Huggins huomasi, että monilla sumuilla oli vain emissioviivat, ei koko tähtispektriä. Kirchhoffin työstä hän päätteli, että sumujen täytyy sisältää "valtavia massoja valoa valaisevaa kaasua tai höyryä" [35] . Oli kuitenkin useita emissioviivoja, joita ei voitu yhdistää mihinkään maanpäälliseen alkuaineeseen, kirkkaimpia niistä ovat viivat, joiden aallonpituudet olivat 495,9 nm ja 500,7 nm [36] . Nämä viivat liitettiin uuteen alkuaineeseen, nebuliumiin , kunnes Ira Bowen päätti vuonna 1927 , että ne olivat erittäin ionisoidun hapen (O +2 ) päästölinjoja [37] [38] . Näitä päästölinjoja ei voida toistaa laboratoriossa, koska ne ovat kiellettyjä linjoja ; sumun alhainen tiheys (yksi atomi kuutiosenttimetriä kohti) [34] mahdollistaa metastabiilien ionien hajoamisen kielletyn linjaemission kautta muiden atomien törmäysten sijaan [36] .

Kaikki emissiosumut eivät esiinny tähtien ympärillä tai lähellä, missä tähtien säteily aiheuttaa ionisaatiota. Useimmat kaasupäästösumut muodostuvat neutraalista vedystä . Perustilassaan neutraalilla vedyllä on kaksi mahdollista spin - tilaa : elektronilla on joko sama spin kuin protonilla tai päinvastainen spin . Kun atomi kulkee näiden kahden tilan välillä, se emittoi kvantin sähkömagneettista säteilyä tai absorptiota 21 cm : n aallonpituudella [34] . Tämä viiva on radioalueen sisällä ja mahdollistaa erittäin tarkat mittaukset [36] :

pilven nopeus voidaan mitata Doppler-siirtymällä ;
viivan intensiteetti aallonpituudella 21 cm antaa pilvessä olevien atomien tiheyden ja lukumäärän;
voit myös laskea pilven lämpötilan.

Näiden tietojen perusteella Linnunradan muoto on määritetty spiraaligalaksiksi , vaikka spiraalivarsien tarkka lukumäärä ja sijainti ovat jatkuvan tutkimuksen kohteena [39] .

Monimutkaiset molekyylit

Pöly ja molekyylit tähtienvälisessä väliaineessa eivät vain häiritse fotometriaa, vaan aiheuttavat myös absorptioviivojen ilmaantumista spektroskopiassa. Niiden spektriominaisuudet syntyvät ainesosien elektronien siirtymillä eri energiatasojen välillä tai pyörimis- tai värähtelyliikkeistä. Havaitseminen tapahtuu yleensä radio- , mikroaalto- tai infrapuna -alueella [40] . Näitä molekyylejä muodostavat kemialliset reaktiot voivat tapahtua kylmissä diffuuseissa pilvissä [41] tai ultraviolettivalolla valaistuilla tiheillä alueilla [42] . Polysykliset aromaattiset hiilivedyt , kuten asetyleeni (C 2 H 2 ), klusteroituvat yleensä yhteen muodostaen grafiittia tai muuta hiilimustan kaltaista materiaalia [43] , myös muita orgaanisia molekyylejä , kuten asetonia ((CH 3 ) 2 CO) , on löydetty [44] . ja buckminsterfullerenes(C 60 ja C 70 ) [42] .

Liikettä maailmankaikkeudessa

Tähdet ja tähtienvälinen kaasu sitoutuvat painovoiman vaikutuksesta ja muodostavat galakseja, ja galaksiryhmät voivat sitoutua painovoiman vaikutuksesta galaksiklustereihin [45] . Linnunradan tähtiä ja paikallisryhmän galakseja lukuun ottamatta lähes kaikki galaksit ovat siirtymässä pois meistä universumin laajenemisen vuoksi [18] .

Doppler-ilmiö ja punasiirtymä

Tähtien esineiden liike voidaan määrittää niiden spektristä . Doppler-ilmiön ansiosta meitä kohti liikkuvat esineet siirtyvät siniselle puolelle ja meistä poispäin liikkuvat esineet siirtyvät punaiselle puolelle . Punasiirtymän valon aallonpituus on pidempi ja näyttää punaisemmalta kuin lähde. Sitä vastoin sinisiirtymän valon aallonpituus on lyhyempi ja näyttää sinisemmältä kuin alkuperäisen valon:

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

missä on emittoitu aallonpituus, on kohteen nopeus ja on havaittu aallonpituus. Huomaa, että v<0 vastaa λ<λ 0 , sinisiirron aallonpituutta. Punasiirtymä absorptio- tai emissioviiva näkyy lähempänä spektrin punaista päätä kuin paikallaan oleva viiva. Vuonna 1913 Westo Slifer totesi, että Andromedan galaksi oli sinisiirtymä, mikä tarkoittaa, että se oli siirtymässä Linnunrataa kohti. Hän tallensi 20 muun galaksin spektrit , joista kaikki paitsi neljä olivat punasiirtymiä, ja pystyi laskemaan niiden nopeudet suhteessa Maahan. Edwin Hubble käytti myöhemmin näitä tietoja sekä omia havaintojaan määrittääkseen Hubblen lain : mitä kauempana galaksi on Maasta, sitä nopeammin se liikkuu pois meistä [18] [46] . Hubblen lakia voidaan kuvata kaavalla: $\lambda _{0}$ $v_{0}$ $\lambda$

v=H_{0}d

missä on nopeus (tai Hubblen virtaus), on Hubblen vakio ja etäisyys Maasta. Punasiirtymä (z) voidaan ilmaista seuraavilla yhtälöillä [47] : $v$ $H_{0}$ $d$

Punasiirtymän laskelma,

z

Riippuen aallonpituudesta	Taajuudesta riippuen
$z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}$	$z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}$
$1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}$	$1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}$
Näissä yhtälöissä havaittu aallonpituus merkitään nimellä , emittoitunut aallonpituus on a, havaittu taajuus on ja emittoitu taajuus . ${\displaystyle \lambda _{\mathrm {obsv} ))$ ${\displaystyle \lambda _{\mathrm {emit} ))$ ${\displaystyle f_{\mathrm {obsv} ))$ ${\displaystyle f_{\mathrm {emit} ))$

Mitä suurempi z-arvo, sitä enemmän valo siirtyy ja mitä kauempana kohde on maasta. Tammikuussa 2013 suurin galaksien punasiirtymä z ~ 12:ssa on havaittu käyttämällä Hubble Ultra Deep Field -kenttää, joka vastaa yli 13 miljardin vuoden ikää (universumin ikä on noin 13,82 miljardia vuotta) [ 48 ] [49] [50] . Katso tästä lisätietoja .

Doppler-ilmiö ja Hubblen laki voidaan yhdistää yhtälöksi z = , jossa c on valon nopeus . ${\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}$

Erikoinen liike

Painovoiman sitomat esineet pyörivät yhteisen massakeskuksen ympäri. Tähtikappaleiden kohdalla tämä liike tunnetaan omituisena nopeudena, ja se voi muuttaa Hubblen virtausta. Siksi Hubblen lakiin [51] on lisättävä lisätermi erikoisliikkeelle :

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

Tämä liike voi aiheuttaa hämmennystä, kun tarkastellaan auringon tai galaktista spektriä, koska odotettu punasiirtymä, joka perustuu Hubblen yksinkertaiseen lakiin, peittyy erikoisen liikkeen vuoksi. Esimerkiksi Neitsyt -joukon muoto ja koko ovat olleet vakavan tieteellisen tutkimuksen kohteena joukossa olevien galaksien erittäin suurten omituisten nopeuksien vuoksi [52] .

Kaksoistähdet

Aivan kuten planeetat voivat olla painovoimaisesti sitoutuneita tähtiin, tähtiparit voivat kiertää toistensa ympärillä. Jotkut kaksoitähdet ovat visuaalisia binaareja , mikä tarkoittaa, että niitä voidaan havaita kiertävän toisiaan kaukoputken läpi . Jotkut kaksoitähdet ovat kuitenkin liian lähellä toisiaan erotettavaksi [ 53] . Spektrometrillä tarkasteltuna nämä kaksi tähteä näyttävät yhdistelmäspektrin: kunkin tähden spektri on monimutkainen. Tämä komposiittispektri on helpompi havaita, kun tähdillä on sama kirkkaus ja eri spektrityypit [54] .

Spektribinaarit voidaan havaita myös niiden säteittäisnopeudella ; kun ne kiertävät toisiaan, yksi tähti voi liikkua kohti Maata, kun taas toinen vetäytyy, mikä aiheuttaa Doppler-siirtymän yhdistelmäspektrissä . Järjestelmän ratataso määrää havaitun siirtymän suuruuden: jos havainnoija katsoo kohtisuorassa kiertoradan tasoon nähden, ei havaittu säteittäistä nopeutta [53] [54] . Jos esimerkiksi katsot karusellia sivulta, näet eläimet liikkuvan sinua kohti ja sinusta poispäin, kun taas jos katsot suoraan ylhäältä, ne liikkuvat vain vaakatasossa.

Planeetat, asteroidit ja komeetat

Planeetat , asteroidit ja komeetat heijastavat emotähtensä valoa ja lähettävät omaa valoaan. Viileämmille kohteille, mukaan lukien aurinkokunnan planeetat ja asteroidit , suurin osa säteilystä on infrapuna-aallonpituuksilla, joita emme näe, mutta ne mitataan yleisesti spektrometreillä . Kaasuvaipan ympäröimissä esineissä, kuten komeetoissa ja planeetoissa, joissa on ilmakehä, emissio ja absorptio tapahtuu tietyillä kaasun aallonpituuksilla , mikä painaa kaasun spektrin kiinteän aineen spektriin. Planeetoilla, joilla on paksu ilmakehä tai täysi pilvipeite (kuten kaasujättiläiset , Venus ja Saturnuksen kuu Titan ), spektri riippuu suurelta osin tai kokonaan vain ilmakehästä [55] .

Planeetat

Heijastunut planeettavalo sisältää absorptiojuovia, jotka johtuvat kivikappaleissa olevista kiven mineraaleista tai ilmakehässä olevista elementeistä ja molekyyleistä. Tähän mennessä on löydetty yli 3500 eksoplaneettaa . Näitä ovat niin kutsutut kuumat Jupiterit sekä maanpäälliset planeetat . Yhdisteitä, kuten alkalimetalleja , vesihöyryä, hiilimonoksidia , hiilidioksidia ja metaania , on havaittu spektroskopialla [56] .

Asteroidit

Spektrin mukaan asteroidit voidaan jakaa kolmeen päätyyppiin. Alkuperäiset luokat loivat vuonna 1975 Clark R. Chapman, David Morrison ja Ben Zellner , ja niitä laajensi vuonna 1984 David J. Tolen . Nykyisessä Tholen-luokituksessa : C-tyypin asteroidit koostuvat hiilipitoisesta materiaalista. , S-tyypin asteroidit koostuvat pääasiassa silikaateista , kun taas X-tyypin asteroidit ovat "metallisia". Epätavallisille asteroideille on muitakin luokituksia. C- ja S-tyypin asteroidit ovat yleisimpiä asteroidityyppejä. Vuonna 2002 Tolenin luokittelu "muunnettiin" edelleen SMASS-luokitukseksi , mikä nosti kategorioiden lukumäärää 14:stä 26:een asteroidien tarkemman spektroskooppisen analyysin mahdollistamiseksi [57] [58] .

Komeetat

Komeettojen spektrit koostuvat komeetta ympäröivästä pölykuoresta heijastuneesta auringon spektristä sekä auringonvalon ja/tai kemiallisten reaktioiden vaikutuksesta fluoresenssiin virittyneiden kaasuatomien ja molekyylien emissiolinjoista . Esimerkiksi komeetan ISON [59] kemiallinen koostumus määritettiin spektroskopialla syanidien (CN) sekä kaksi- ja kolmiatomisen hiilen (C 2 ja C 3 ) voimakkaiden emissioviivojen vuoksi. [60] . Läheiset komeetat voidaan nähdä jopa röntgensäteissä , koska koomaan lentävät aurinkotuulen ionit peruutetaan. Siksi komeettojen röntgenspektrit heijastavat aurinkotuulen tilaa, eivät komeetan tilaa [61] .

Katso myös

Lähteet

↑ 1 2 3 4 Foukal, Peter V. Solar Astrophysics : [ eng. ] . - Weinheim: Wiley VCH, 2004. - S. 69. - ISBN 3-527-40374-4 .
↑ Cool Cosmos - Infrared Astronomy (eng.) (linkki ei saatavilla) . California Institute of Technology . Haettu 23. lokakuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2018.
↑ Newton, Isaac. Optiikat: Tai, Trakaatti valon heijastuksista, taituksista, taivutuksista ja väreistä : [ eng. ] . - Lontoo : Royal Society , 1705. - P. 13-19. Arkistoitu 24. helmikuuta 2021 Wayback Machinessa
↑ Fraunhofer, Joseph (1817). "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre" . Annalen der Physik [ englanti ] ]. 56 (7): 282-287. Bibcode : 1817AnP....56..264F . DOI : 10.1002/andp.18170560706 .
↑ 1 2 3 4 Hearnshaw, JB Tähtien valon analyysi : [ 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. - P. 127, 143. - ISBN 0-7503-0346-8 .
↑ 1 2 Ball, David W. Spektroskopian perusteet : [ 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. (heinäkuu 1998). d'Odorico, Sandro, toim. "Tilavuusvaiheiset holografiset ritilät ja niiden mahdollisuudet tähtitieteellisiin sovelluksiin" (PDF) . Proc. SPIE . Optinen tähtitieteellinen instrumentointi ]. 3355 : 866-876. Bibcode : 1998SPIE.3355..866B . DOI : 10.1117/12.316806 . Arkistoitu alkuperäisestä (PDF) 28.07.2010 . Haettu 12.09.2020 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
↑ Okei, JB; Gunn, J.E. (1983). "Toissijaiset standarditähdet absoluuttiseen spektrofotometriaan". Astrophysical Journal _ ]. 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
↑ Ghigo, F. Karl Jansky . Kansallinen radioastronomian observatorio . Associated Universities, Inc. Haettu 24. lokakuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 31. elokuuta 2006.
↑ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). "Radiotaajuusenergia auringosta". luonto __ _ ]. 157 (3980): 158-159. Bibcode : 1946Natur.157..158P . DOI : 10.1038/157158a0 .
↑ Ryle, M.; Vonberg, D.D. (1946). "Auringon säteily nopeudella 175 Mc./s". luonto __ _ ]. 158 (4010): 339-340. Bibcode : 1946Natur.158..339R . DOI : 10.1038/158339b0 .
↑ Robertson, Peter. Eteläisen taivaan ulkopuolella: radioastronomia ja Parkes - teleskooppi ] . - University of Cambridge , 1992. - P. 42, 43. - ISBN 0-521-41408-3 . Arkistoitu 24. heinäkuuta 2020 Wayback Machinessa
↑ W.E. Howard. Radioastronomian kronologinen historia . Haettu 2. joulukuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2012.
↑ Kuinka radioteleskoopit toimivat . Haettu 2. joulukuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 3. joulukuuta 2013.
↑ Lehdistötiedote: Vuoden 1974 fysiikan Nobel-palkinto . Haettu 2. joulukuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2018.
↑ 1 2 Jenkins, Francis A. Optiikan perusteet : [ 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. Johdatus tähtitieteeseen ja kosmologiaan : [ eng. ] . - Wiley-Blackwell, 2008. - S. 61. - ISBN 978-0-470-03333-3 . Arkistoitu 29. lokakuuta 2013 Wayback Machinessa
↑ Gregory, Stephen A. Johdanto tähtitieteen ja astrofysiikan : [ 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. lokakuuta 2013). "Käyttämättömän kaasun saastumisen mallinnus varhaisessa universumissa." Astrophysical Journal _ ]. 775 (2) : 111.arXiv : 1306.4663 . Bibcode : 2013ApJ...775..111P . DOI : 10.1088/0004-637X/775/2/111 .
↑ G. Kirchhoff (heinäkuu 1860). "Eri kappaleiden valon ja lämmön säteily- ja absorbointivoimien suhteesta" . London, Edinburgh ja Dublin Philosophical Magazine ja Journal of Science ]. Taylor & Francis. 20 (130). Arkistoitu alkuperäisestä 19.10.2020 . Haettu 12.09.2020 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
↑ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. Atominen astrofysiikka ja spektroskopia : [ eng. ] . - Cambridge: Cambridge University Press , 2010. - P. 7,221 . — ISBN 978-0-521-82536-8 .
↑ Mahmoud Massoud. §2.1 Mustan kappaleen säteily // Tekniset lämpönesteet: termodynamiikka, nestemekaniikka ja lämmönsiirto : [ eng. ] . - Springer , 2005. - S. 568. - ISBN 3-540-22292-8 .
↑ Wienin aallonpituuden siirtymälakivakio . Fyysinen mittauslaboratorio . Arkistoitu alkuperäisestä 16. marraskuuta 2016.
↑ Tähtien kirkkaus . Australian teleskoopin kansallinen laitos (12. heinäkuuta 2004). Haettu 2. heinäkuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2014.
↑ Stefan-Boltzmannin vakio . Fyysinen mittauslaboratorio . Arkistoitu alkuperäisestä 29. heinäkuuta 2020.
↑ Zwicky, F. (lokakuu 1937). "Sumujen ja sumuryhmien massoista". 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. syyskuuta 2003). "Pimeän aineen puute tavallisissa elliptisissa galakseissa". tiede __ _ ]. 301 (5640): 1696-1698. arXiv : astro-ph/0308518 . Bibcode : 2003Sci...301.1696R . DOI : 10.1126/tiede.1087441 . PMID 12947033 .
↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (heinäkuu 1963). "3c 48:n, 3c 196:n ja 3c 286:n optinen tunnistus tähtiobjektien kanssa" . Astrophysical Journal _ ]. 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ...138...30M . DOI : 10.1086/147615 . Arkistoitu alkuperäisestä 26.09.2017 . Haettu 12.09.2020 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
↑ 1 2 Wallace, PR Fysiikka: mielikuvitus ja todellisuus : [ eng. ] . - Singapore : World Scientific , 1991. - P. 235-246 . — ISBN 997150930X .
↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Gravitaation romahdus. Fysiikka tänään _ ]. 17 (5):21-34. Bibcode : 1964PhT....17e..21C . DOI : 10.1063/1.3051610 .
↑ Rubin, Vera C.; Graham, JA; Kenney, Jeffrey D.P. (heinäkuu 1992). "Kospatiaalisesti vastakkain pyörivät tähtikiekot Virgo E7/S0 galaksissa NGC 4550". Astrophysical Journal _ ]. 394 : L9. Bibcode : 1992ApJ...394L...9R . DOI : 10.1086/186460 .
↑ Kudritzki, R.-P. (toukokuu 2010). "Galaksien leikkaaminen universumin kirkkaimpien tähtien kvantitatiivisella spektroskopialla". Astronomische Nachrichten [ englanti ] ]. 331 (5): 459-473. arXiv : 1002.5039 . Bibcode : 2010AN....331..459K . doi : 10.1002/ asna.200911342 .
↑ 1 2 3 4 Kitchin, CR Tähdet, sumut ja tähtienvälinen väliaine : havainnointifysiikka ja astrofysiikka : [ eng. ] . — Bristol : A. Hilger, 1987. — S. 265–277 . — ISBN 0-85274-580-X .
↑ Huggins, Sir William. Sir William Hugginsin tieteelliset paperit: [ eng. ] . - Lontoo: William Wesley ja poika, 1899. - S. 114–115.
↑ 1 2 3 Tennyson, Jonathan. Tähtitieteellinen spektroskopia: johdatus tähtitieteellisten spektrien atomi- ja molekyylifysiikkaan : [ eng. ] . — [Online-elokuu]. - Lontoo : Imperial College Press, 2005. - P. 46-47 , 99-100. — ISBN 1-86094-513-9 .
↑ Hirsh, Richard F (kesäkuu 1979). "Kaasusumujen arvoitus". Isis [ englanti ] ]. 70 (2): 162-212. Bibcode : 1979Isis...70..197H . DOI : 10.1086/352195 . JSTOR 230787 .
↑ Bowen, IS (1. lokakuuta 1927). "Nebuliumspektrin alkuperä" . luonto __ _ ]. 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038/120473a0 .
↑ Efremov, Yu. N. (22. helmikuuta 2011). "Linnunradan galaksin spiraalirakenteesta". Tähtitieteelliset raportit _ ]. 55 (2): 108-122. arXiv : 1011.4576 . Bibcode : 2011ARep...55..108E . DOI : 10.1134/S1063772911020016 .
↑ Shu, Frank H. Fyysinen universumi: johdatus tähtitiedoon : [ eng. ] . - 12. [Tohtori]. - Sausalito , Kalifornia : Univ. Science Books, 1982. - s . 232-234 . — ISBN 0-935702-05-9 .
↑ Hudson, Reggie L. Tähtienvälinen väline . Goddard Space Flight Centerin tähtikemian laboratorio. Haettu 19. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2013.
↑ 1 2 Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, SE (22. heinäkuuta 2010). "C60:n ja C70:n havaitseminen nuoressa planetaarisessa sumussa" . tiede __ _ ]. 329 (5996): 1180-1182. Bibcode : 2010Sci...329.1180C . DOI : 10.1126/tiede.1192035 . PMID20651118 . _
↑ Millar, TJ. Pöly ja kemia tähtitieteessä : [ eng. ] / TJ Millar, D. A. Williams. — Bristol [ua] : Inst. of Physics, 1993. - S. 116. - ISBN 0-7503-0271-2 .
↑ Johansson, L.E.; Andersson, C; Ellder, J; Friberg, P; Hjalmarson, A; Hoglund, B; Irvine, W.M.; Olofsson, H; Rydbeck, G (1984). "Orion A:n ja IRC+10216:n spektrinen skannaus 72 - 91 GHz". Tähtitiede ja astrofysiikka ]. 130 : 227-56. Bibcode : 1984A&A...130..227J . PMID 11541988 .
↑ Hubble osoittaa kaukaisimman koskaan nähdyn galaksiprotoklusterin . Arkistoitu alkuperäisestä 12. kesäkuuta 2018. Haettu 13. tammikuuta 2012.
↑ Haynes, Martha Hubblen laki . Cornellin yliopisto . Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. kesäkuuta 2018.
↑ Huchra, John Extragalactic Red Shifts . California Institute of Technology . Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 22. joulukuuta 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; Charlot, Stephane; Stark, Daniel P.; Furlanetto, Steven R.; Cirasuolo, Michele (20. tammikuuta 2013). "Tähtiä muodostavien galaksien runsaus punasiirtymäalueella 8,5-12: Uusia tuloksia vuoden 2012 Hubble Ultra Deep Field -kampanjasta." Astrophysical Journal _ ]. 763 (1):L7. arXiv : 1211.6804 . Bibcode : 2013ApJ...763L...7E . DOI : 10.1088/2041-8205/763/1/L7 .
↑ Hubble-laskenta löytää galakseja punasiirtymiltä 9–12 . NASA / ESA . Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 5. huhtikuuta 2018.
↑ Planck paljastaa lähes täydellisen maailmankaikkeuden . ESA (21. maaliskuuta 2013). Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 6. joulukuuta 2013.
↑ Erikoinen nopeus . Swinburnen teknillinen yliopisto. Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 4. huhtikuuta 2019.
↑ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (helmikuu 1997). "Tutkimus Neitsytklusterista käyttämällä B-bändiä Tully-Fisherin suhteita". Astrophysical Journal Supplement Series ]. 108 (2): 417-448. Bibcode : 1997ApJS..108..417Y . DOI : 10.1086/312960 .
↑ 1 2 binaaritähtien tyypit (englanniksi) (linkki ei ole käytettävissä) . Australia Telescope Outreach ja koulutus . Australian teleskoopin kansallinen laitos. Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 8. joulukuuta 2013.
↑ 1 2 Gray, Richard O. Tähtien spektriluokitus : [ 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. Ilmakehän säteily: teoreettinen perusta: [ 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. (marraskuu 2013). "Molekylaarinen havaittavuus eksoplanetaarisissa emissiospektreissä". Icarus [ englanti ] ]. 226 (2): 1654-1672. arXiv : 1308.4986 . Bibcode : 2013Icar..226.1654T . DOI : 10.1016/j.icarus.2013.08.022 .
↑ Bussi, S (heinäkuu 2002). "Pienen päävyöhykkeen asteroidispektroskooppisen tutkimuksen vaihe II Ominaisuuksiin perustuva taksonomia" . Icarus [ englanti ] ]. 158 (1): 146-177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006/icar.2002.6856 .
↑ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (toukokuu 1975). "Asteroidien pintaominaisuudet: Polarimetrian, radiometrian ja spektrofotometrian synteesi". Icarus [ englanti ] ]. 25 (1): 104-130. Bibcode : 1975Icar...25..104C . DOI : 10.1016/0019-1035(75)90191-8 .
↑ Sekanina, Zdenek Komeetan C/2012 S1 (ISON) hajoaminen vähän ennen periheliaa: todisteita riippumattomista tietojoukoista . arXiv . Haettu 3. kesäkuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 8. maaliskuuta 2021.
↑ Knight, Matthew Miksi ISON näyttää vihreältä? (englanniksi) . ISON-komeetan tarkkailukampanja. Haettu 26. marraskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 3. joulukuuta 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. lokakuuta 1996). "Komeetan C/Hyakutaken 1996 B2 röntgensäteilyn ja äärimmäisen ultraviolettisäteilyn löytö" . tiede __ _ ]. 274 (5285): 205-209. Bibcode : 1996Sci...274..205L . DOI : 10.1126/tiede.274.5285.205 . Arkistoitu alkuperäisestä 26.10.2021 . Haettu 12.09.2020 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Moderni Ukraina