Астрономическая спектроскопия — это раздел астрономии, использующий методы спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения, в том числе и видимого, которое излучается звездами и другими небесными объектами. Звёздный спектр может выявить многие свойства звёзд, такие как их химический состав, температуру, плотность, массу, расстояние, светимость и относительное движение с помощью измерений доплеровского сдвига. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты, туманности, галактики и активные ядра галактик.

Основы

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трёх основных полос излучения: спектра видимого излучения, радио- и рентгеновского излучения. В то время как вся спектроскопия рассматривает конкретные области спектра, для получения сигнала в зависимости от частоты требуются разные методы. Озон (O3) и молекулярный кислород (O2) поглощают свет с длинами волн до , что означает, что для рентгеновской и ультрафиолетовой спектроскопии требуется использование спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракетестр. 27. Радиосигналы излучаются на гораздо более длинных волнах, чем оптические сигналы и требуют использования антенн или радиоприемников. Инфракрасное излучение поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично используемому в оптической спектроскопии, спутники обязаны регистрировать большую часть инфракрасного спектра.

Оптическая спектроскопия

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые использовал простую призму для наблюдения свойств света во время преломления. В начале 1800-х годов Джозеф фон Фраунгофер использовал своё мастерство в качестве производителя стекла для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темных линии в кажущемся непрерывном спектре. Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр Венеры, Луны, Марса и различных звёзд, таких как Бетельгейзе; его компания продолжала производить и продавать высококачественные преломляющие телескопы, основанные на его оригинальных разработках, до его закрытия в 1884 годустр. 28-29. Значительный вклад в развитие спектроскопии звезд внесли на рубеже XIX-XX вв. сотрудники Гарвардской обсерватории.

Разрешение призмы ограничено её размерами; большая призма обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает её непригодной для высокоточных наблюдения. Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой Дж. Пласкеттом высококачественных отражательных решёток, который работал в Доминьонской обсерватории в Оттаве, Канадастр. 11: свет, падающий на зеркало, отражается под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света. Создавая «преломляющую» решётку, которая использует большое количество параллельных зеркал, небольшая часть света может быть сфокусирована и визуализирована. Эти новые спектроскопы давали более детализированное изображение, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определённой области спектра путём наклона решётки.

Ограничением на преломляющую решётку является ширина зеркал, которые можно заточить только до той величины, как будет теряться фокус; максимум составляет около 1000 строк/мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решётки. В объёмно-фазовых голографических решётках используется тонкая плёнка дихромированного желатина на стеклянной поверхности, которая впоследствии подвергается воздействию интерференции волн, создаваемой интерферометром. Эта волновая картина создаёт картину отражения, похожую на преломляющую решётки, но с использованием условия Брэгга, то есть процесса, в котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решётки могут иметь до 6000 линий/мм и могут в два раза эффективнее собирать свет, чем преломляющие решётки. Поскольку они запечатаны между двумя листами стекла, голографические решётки очень универсальны, потенциально могут работать десятилетия до необходимости замены.

Свет, рассеянный решёткой или призмой в спектрографе, может быть зарегистрирован детектором. Исторически фотографические пластины широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, и сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются приборы с зарядовой связью (ПЗС). Шкала длин волн спектра может быть откалибрована путём наблюдения спектра линий излучения известной длины волны от газоразрядной лампы. Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путём сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправками на атмосферное поглощение света; этот процесс известен как спектрофотометрия.

Радиоспектроскопия Радиоастрономия была основана работами Карла Янского в начале 1930-х годов, когда он работал в Лаборатории Белла. Он построил радиоантенну для поиска потенциальных источников помех для трансатлантических радиопередач. Один из обнаруженных источников шума пришел не с Земли, а из центра Млечного пути в созвездии Стрельца. В 1942 году Дж. С. Хей обнаружил радиочастоту Солнца с помощью военных радиолокационных приемниковстр. 26. Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии H I в 1951 году.

Радиоинтерферометрия Радиоинтерферометрия была впервые введена в эксплуатацию в 1946 году, когда Джозеф Лейд Пози, Руби Пейн-Скотт и Линдсей МакКриди использовали единственную антенну на морском утёсе для наблюдения солнечного излучения на частоте . Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отражённый от поверхности моря, создавали необходимые помехи. Первый многоприёмный интерферометр был построен в том же году Мартином Райлом и Вонбергом. В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали методику апертурного синтеза для анализа данных интерферометра. Процесс синтеза диафрагмы, который включает автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока. Результатом является трёхмерное изображение, третьей осью которого является частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно награждены Нобелевской премией по физике 1974 года.

Рентгеновская спектроскопия

Звёзды и их свойства

Химические свойства Ньютон использовал призму для разделения белого света на цвета, а высококачественные призмы Фраунгофера позволили учёным увидеть тёмные линии неизвестного происхождения. В 1850-х годах Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен описали явления, стоящие за этими темными линиями. Горячие твёрдые объекты производят свет с непрерывным спектром, горячие газы излучают свет на определённых длинах волн, а горячие твёрдые объекты, окружённые более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими линиям излучения газов. Сравнивая линии поглощения Солнца со спектрами излучения известных газов, можно определить химический состав звёзд.

Основные линии Фраунгофера и элементы, с которыми они связаны, приведены в следующей таблице. Обозначения серии Бальмера указаны в скобках.

В настоящее время спектральные линии обозначаются длиной волны и химическим элементом, которому они принадлежат. Например, Fe I 4383,547 Å обозначает линию нейтрального железа с длиной волны 4383,547 Å. Но для наиболее сильных линий сохранились обозначения, введённые ещё Фраунгофером. Так, самые сильные линии солнечного спектра — линии H и K ионизованного кальция.

ОбозначениеЭлемент или соединениеДлина волны (Å)ОбозначениеЭлементДлина волны (Å)yO28987,65cFe4957,61ZO28226,96FHβ4861,34AO27593,70dFe4668,14BO26867,19eFe4383,55CHα6562,81G'Hγ4340,47aO26276,61GFe4307,90D1Na5895,92GCa4307,74D2Na5889,95hHδ4101,75D3 или dHe5875,618HCa II3968,47eHg5460,73KCa II3933,68E2Fe5270,39LFe3820,44b1Mg5183,62NFe3581,21b2Mg5172,70PTi II3361,12b3Fe5168,91TFe3021,08b4Fe5167,51tNi2994,44b4Mg5167,33

В таблице символами Hα, Hβ, Hγ и Hδ обозначены первые четыре линии бальмеровской серии атома водорода. Линии D1 и D2 — это широко известный «натриевый дублет», пара хорошо различимых солнечных линий.

Следует заметить, что в литературе имеются противоречия в некоторых обозначениях линий. Так, символом d обозначают как голубую линию железа 4668,14 Å, так и жёлтую линию гелия (обозначаемую также D3) 5875,618 Å. Линия e может принадлежать как железу, так и ртути. Чтобы уйти от двусмысленности, необходимо всегда указывать элемент, которому принадлежит линия, например, «линия e ртути».

Не все элементы на Солнце были немедленно идентифицированы. Два примера перечислены ниже.

В 1868 году Норман Локьер и Пьер Жансен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D1 и D2), которую Локьер определил как новый элемент. Он назвал его Гелием, но только в 1895 году этот элемент был найден на Земле; В 1869 году астрономы Чарльз Огастес Янг и независимо друг от друга наблюдали новую зелёную линию излучения в солнечной короне во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван коронием, так как он был найден только в короне. Лишь в 1930-х годах Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия на длине волны обусловлена сильно ионизированным железом (Fe13+). Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно ионизированными элементами, такими как никель и кальций, причём высокая ионизация обусловлена экстремальной температурой солнечной короны.

На сегодняшний день для Солнца было перечислено более линий поглощения в диапазоне между и , но только приблизительно 75 % этих линий были связаны с поглощением элементами.

Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания. Используя эту информацию, звезды можно разделить на звёздные популяции; Звёзды населения I являются самыми молодыми звёздами и имеют самое высокое содержание металлов (наше Солнце принадлежит именно к этому типу), в то время как звёзды населения III являются самыми старыми звёздами с очень низким содержанием металлов.

Температура и размер

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею абсолютно чёрного тела, материала, излучающего электромагнитное излучение на всех длинах волн. В 1894 году Вильгельм Вена получил выражение, связывающее температуру (T) чёрного тела с его пиковой длиной волны излучения (λmax):

b — коэффициент пропорциональности, называемая постоянной смещения Вина, равная 2,897771955…×. Это уравнение называется законом смещения Вена. Измеряя пиковую длину волны звезды, можно определить поверхностную температуру звезды. Например, если длина волны пика излучения звезды составляет , соответствующая температура будет .

Светимость звезды является мерой выделения энергии излучения за определённый промежуток времени. Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды следующим соотношением: ,

где R — радиус звезды, а σ — постоянная Стефана — Больцмана со значением : Вт•м−2•К−4. Таким образом, когда светимость и температура известны (посредством прямого измерения и расчета), можно определить радиус звезды.

Галактики Спектры галактик похожи на звёздные спектры, поскольку они состоят из объединённого света миллиардов звёзд.