Астрономическая спектроскопия

Звездный спектроскоп Ликской обсерватории в 1898 году. Спроектирован Джеймсом Килером и построен Джоном Браширом .

Астрономическая спектроскопия — это изучение астрономии с использованием методов спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения , включая видимый свет , ультрафиолетовые , рентгеновские , инфракрасные и радиоволны , которые исходят от звезд и других небесных объектов. Звездный спектр может раскрыть многие свойства звезд, такие как их химический состав, температура, плотность, масса, расстояние и светимость. Спектроскопия может показать скорость движения к наблюдателю или от него путем измерения доплеровского сдвига . Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты , туманности , галактики и активные ядра галактик .

Фон

Непрозрачность атмосферы Земли для различных длин волн электромагнитного излучения . Атмосфера блокирует некоторые длины волн, но в основном она прозрачна для видимого света и широкого спектра радиоволн.

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трех основных диапазонов излучения в электромагнитном спектре: видимого света , радиоволн и рентгеновских лучей . Хотя вся спектроскопия рассматривает определенные полосы спектра, для получения сигнала требуются разные методы в зависимости от частоты. Озон (O ₃ ) и молекулярный кислород (O ₂ ) поглощают свет с длиной волны менее 300 нм, а это означает, что рентгеновская и ультрафиолетовая спектроскопия требуют использования спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракетах . Радиосигналы имеют гораздо большую длину волны, чем оптические сигналы, и требуют использования антенн или радиотарелок . Инфракрасный свет поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично тому, которое используется в оптической спектроскопии, спутники должны регистрировать большую часть инфракрасного спектра.

Оптическая спектроскопия

С помощью отражательной решетки падающий свет разделяется на несколько порядков дифракции, которые разделяют разные длины волн (красные и синие линии), за исключением 0-го порядка (черный).

Физики изучают солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые использовал простую призму для наблюдения преломляющих свойств света. В начале 1800-х годов Йозеф фон Фраунгофер использовал свои навыки стеклодува для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темные линии в, казалось бы, непрерывном спектре. Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр Венеры , Луны , Марса и различных звезд, таких как Бетельгейзе ; его компания продолжала производить и продавать высококачественные телескопы-рефракторы на основе его оригинальной конструкции до своего закрытия в 1884 году.

Разрешение призмы ограничено ее размером; призма большего размера обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает ее непригодной для высокодетальных работ. Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой высококачественных отражающих решеток Дж. С. Пласкеттом в обсерватории Доминион в Оттаве, Канада. Свет, падающий на зеркало, будет отражаться под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света. Создав «сверкающую» решетку , в которой используется большое количество параллельных зеркал, можно сфокусировать и визуализировать небольшую часть света. Эти новые спектроскопы были более детальными, чем призма, требовали меньше света и могли фокусироваться на определенной области спектра, наклоняя решетку.

Ограничением блестящей решетки является ширина зеркал, которые можно отшлифовать только на ограниченную величину, прежде чем фокус будет потерян; максимум составляет около 1000 линий/мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. В объемно-фазовых голографических решетках используется тонкая пленка дихроматированного желатина на поверхности стекла, которая впоследствии подвергается воздействию волнового рисунка, создаваемого интерферометром . Этот волновой рисунок создает рисунок отражения, аналогичный пылающим решеткам, но с использованием дифракции Брэгга — процесса, при котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решетки могут иметь плотность до 6000 линий/мм и в два раза эффективнее собирать свет, чем светящиеся решетки. Поскольку голографические решетки запечатаны между двумя листами стекла, они очень универсальны и могут прослужить десятилетия, прежде чем потребуется замена.

Свет , рассеянный решеткой или призмой спектрографа , может быть зарегистрирован детектором. Исторически фотопластинки широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, а сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются устройства с зарядовой связью (ПЗС). Шкалу длины волны спектра можно калибровать , наблюдая за спектром линий излучения известной длины волны газоразрядной лампы . Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путем сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправкой на атмосферное поглощение света; это известно как спектрофотометрия .

Радиоспектроскопия

Радиоастрономия была основана Карлом Янским в начале 1930-х годов, когда он работал в Bell Labs . Он построил радиоантенну, чтобы выявить потенциальные источники помех трансатлантической радиопередаче. Один из обнаруженных источников шума исходил не от Земли, а из центра Млечного Пути , в созвездии Стрельца . В 1942 году Дж. С. Эй зафиксировал радиочастоту Солнца с помощью приемников военных радаров. Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии HI в 1951 году.

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия была впервые изобретена в 1946 году, когда Джозеф Лейд Поузи , Руби Пейн-Скотт и Линдси Маккриди использовали одну антенну на вершине морского утеса для наблюдения солнечного излучения частотой 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от Солнца, а другой, отраженный от морской поверхности, создали необходимую интерференцию. Первый многоприемниковый интерферометр был построен в том же году Мартином Райлом и Фонбергом. В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали метод синтеза апертуры для анализа данных интерферометра. Процесс синтеза апертуры, который включает в себя автокорреляционное и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственные, так и частотные изменения потока. В результате получается трехмерное изображение , третья ось которого — частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно удостоены Нобелевской премии по физике 1974 года .

Рентгеновская спектроскопия

Основная статья: Рентгеновская астрономия

Звезды и их свойства

Непрерывный спектр

Эмиссионные линии ( дискретный спектр )

Линии поглощения (континуум плюс дискретный спектр)

Химические свойства

Ньютон использовал призму, чтобы разделить белый свет на спектр цветов, а высококачественные призмы Фраунгофера позволили ученым увидеть темные линии неизвестного происхождения. В 1850-х годах Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен описали явления, скрывающиеся за этими темными линиями. Горячие твердые объекты излучают свет с непрерывным спектром , горячие газы излучают свет определенной длины волны, а горячие твердые объекты, окруженные 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 звезд.

Основные линии Фраунгофера и элементы, с которыми они связаны, представлены в следующей таблице. Обозначения из ранней серии Бальмера показаны в скобках.

Обозначение Элемент Длина волны ( нм ) и Около 2 898.765 С Около 2 822.696 А Около 2 759.370 Б Около 2 686.719 С (На) ЧАС 656.281 а Около 2 627.661 Д 1 Уже 589.592 DД2 Уже 588.995 Д 3 или д Он 587.5618 и ртуть 546.073 EЕ2 Фе 527.039 б 1 мг 518.362 б 2 мг 517.270 б 3 Фе 516.891 б 4 мг 516.733

Обозначение Элемент Длина волны ( нм ) с Фе 495.761 F (Hβ) ЧАС 486.134 д Фе 466.814 и Фе 438.355 G' (Hγ) ЧАС 434.047 Г Фе 430.790 Г Что 430.774 ч (Hδ) ЧАС 410.175 ЧАС Что + 396.847 К Что + 393.368 л Фе 382.044 Н Фе 358.121 П Из + 336.112 Т Фе 302.108 т В 299.444

Не все элементы Солнца были идентифицированы сразу. Ниже приведены два примера:

• В 1868 году Норман Локьер и Пьер Янсен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D ₁ и D ₂ ), который Локьер определил как новый элемент. Он назвал его Гелием , но только в 1895 году этот элемент был обнаружен на Земле.
• В 1869 году астрономы Чарльз Огастес Янг и Уильям Харкнесс независимо друг от друга наблюдали новую зеленую эмиссионную линию в солнечной короне во время затмения. Этот «новый» элемент неправильно назвали коронием , поскольку он был обнаружен только в короне. Лишь в 1930-х годах Уолтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия на длине волны 530,3 нм обусловлена ​​высокоионизированным железом (Fe ¹³⁺ ). Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно заряженными ионами, такими как никель и кальций , причем высокая ионизация обусловлена ​​экстремальной температурой солнечной короны .

На сегодняшний день зарегистрировано более 20 000 линий поглощения Солнца в диапазоне от 293,5 до 877,0 нм, однако только примерно 75% этих линий связаны с поглощением элементов.

Анализируя эквивалентную ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительное содержание. Используя эту информацию, звезды можно разделить на звездные популяции ; Звезды населения I — самые молодые звезды и имеют самое высокое содержание металлов (Солнце — звезда группы I), а звезды населения III — самые старые звезды с очень низким содержанием металлов.

Температура и размер

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 году Густав Кирхгоф выдвинул идею чёрного тела — материала, излучающего электромагнитное излучение всех длин волн. В 1894 году Вильгельм Вин вывел выражение, связывающее температуру (T) черного тела с его максимальной длиной волны излучения (λ _max ):

$\lambda _{\text{max}}T=b$

b — константа пропорциональности , называемая константой смещения Вина , равная 2,897 771 955 ... × 10. ⁻³  m⋅K . ‍ Это уравнение называется законом Вина . Измерив пиковую длину волны звезды, можно определить температуру поверхности. Например, если пиковая длина волны звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5772 Кельвина .

Светимость выхода звезды является мерой электромагнитной энергии за определенный промежуток времени. Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды следующим образом:

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

где R — радиус звезды, σ — постоянная Стефана–Больцмана , имеющая значение 5,670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴ . ‍ Таким образом, когда известны и светимость, и температура (путем прямых измерений и расчетов), можно определить радиус звезды.

См. Также: Светимость и величина (астрономия).

Галактики

Спектры галактик похожи на звездные спектры, поскольку состоят из объединенного света миллиардов звезд.

Исследования доплеровского сдвига скоплений галактик, проведенные Фрицем Цвикки в 1937 году, показали, что галактики в скоплении двигались намного быстрее, чем казалось возможным, исходя из массы скопления, полученной на основе видимого света. Цвикки предположил, что в скоплениях галактик должно быть много несветящейся материи, которая стала известна как темная материя . С момента его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть Вселенной) состоит из темной материи. Однако в 2003 году было обнаружено, что в четырех галактиках (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 и NGC 4697 ) темная материя практически отсутствует, влияющая на движение содержащихся в них звезд; причина отсутствия темной материи неизвестна.

В 1950-х годах было обнаружено, что сильные радиоисточники связаны с очень тусклыми и очень красными объектами. Когда был получен первый спектр одного из этих объектов, там были линии поглощения на длинах волн, которых не ожидалось. Вскоре стало понятно, что наблюдаемый спектр представлял собой обычный галактический спектр, но с сильным красным смещением. назвал их квазизвездными радиоисточниками , квазарами или В 1964 году Хонг-Йи Чиу . Сейчас считается, что квазары — это галактики, образовавшиеся в первые годы существования нашей Вселенной, с их экстремальным выходом энергии, питаемым сверхмассивными черными дырами .

Свойства галактики также можно определить, анализируя находящиеся внутри нее звезды. NGC 4550 , галактика в скоплении Девы, имеет большую часть звезд, вращающихся в направлении, противоположном направлению другой части. Считается, что галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, вращавшихся в противоположных друг другу направлениях. Яркие звезды в галактиках также могут помочь определить расстояние до галактики, что может быть более точным методом, чем параллакс или стандартные свечи .

Межзвездная среда

Основная статья: Межзвездная среда

Межзвездная среда — это материя, занимающая пространство между звездными системами в галактике. 99% этого вещества находится в газообразном состоянии — водород , гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород . Оставшийся 1% — это частицы пыли, предположительно состоящие в основном из графита , силикатов и льда. Облака пыли и газа называются туманностями .

Существует три основных типа туманностей: поглощающие , отражательные и эмиссионные туманности. Поглощающие (или темные) туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что закрывают звездный свет позади них, что затрудняет фотометрию . Отражательные туманности, как следует из их названия, отражают свет близлежащих звезд. Их спектры такие же, как у окружающих их звезд, хотя свет более синий; более короткие волны рассеиваются лучше, чем более длинные. Эмиссионные туманности излучают свет определенной длины волны в зависимости от их химического состава.

Газообразные эмиссионные туманности

В первые годы астрономической спектроскопии ученые были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности демонстрируют только эмиссионные линии, а не полный спектр, как звезды. На основе работы Кирхгофа он пришел к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара». Однако было несколько эмиссионных линий, которые не удалось связать ни с одним земным элементом, наиболее яркими среди них были линии 495,9 нм и 500,7 нм. Эти линии приписывались новому элементу, небулию , пока Ира Боуэн не определила в 1927 году, что эмиссионные линии принадлежат высокоионизированному кислороду (O ⁺² ). Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, поскольку они являются запрещенными линиями ; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) позволяет метастабильным ионам распадаться посредством излучения запрещенных линий, а не столкновений с другими атомами.

Не все эмиссионные туманности находятся вокруг звезд или вблизи них, где солнечное нагревание вызывает ионизацию. Большинство газообразных эмиссионных туманностей образовано из нейтрального водорода. В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния : электрон имеет либо тот же спин, либо противоположный спину протона . Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он испускает линию излучения или поглощения длиной 21 см. Эта линия находится в радиодиапазоне и позволяет проводить очень точные измерения:

• Скорость облака можно измерить с помощью доплеровского сдвига.
• Интенсивность линии 21 см дает плотность и количество атомов в облаке.
• Температуру облака можно рассчитать

Используя эту информацию, форма Млечного Пути была определена как спиральная галактика , хотя точное количество и положение спиральных рукавов является предметом продолжающихся исследований.

Сложные молекулы

Основная статья: Список межзвездных и околозвездных молекул

Пыль и молекулы в межзвездной среде не только затеняют фотометрию, но и вызывают линии поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между разными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными спектрами. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновой или инфракрасной частях спектра. Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках. или в плотных регионах, освещенных ультрафиолетовым светом. Большинство известных в космосе соединений являются органическими : от небольших молекул, например, ацетилена C ₂ H ₂ и ацетона (CH ₃ ) ₂ CO; на целые классы крупных молекул, например, фуллерены и полициклические ароматические углеводороды ; к твердым веществам , таким как графит или другой сажистый материал.

Движение во Вселенной

Красное и синее смещение

Звезды и межзвездный газ связаны гравитацией, образуя галактики, а группы галактик могут быть связаны гравитацией в скопления галактик . За исключением звезд Млечного Пути и галактик Местной группы , почти все галактики удаляются от Земли из-за расширения Вселенной .

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звездных объектов можно определить, взглянув на их спектр. Из-за эффекта Доплера объекты, движущиеся к кому-то, имеют синее смещение , а удаляющиеся объекты — красное . Длина волны красного смещенного света длиннее и кажется краснее, чем у источника. И наоборот, длина волны синесмещенного света короче и кажется более синей, чем исходный свет:

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

где $\lambda _{0}$ - излучаемая длина волны, $v_{0}$ - скорость объекта, а $\lambda$ — наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v<0 соответствует λ<λ0 _, длине волны с синим смещением. Смещенная в красную сторону линия поглощения или излучения будет ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что Галактика Андромеды имеет синее смещение, то есть она движется к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик, все из которых, кроме четырех, имели красное смещение, и смог рассчитать их скорости относительно Земли. Эдвин Хаббл позже использовал эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить закон Хаббла : чем дальше галактика от Земли, тем быстрее она удаляется. Закон Хаббла можно обобщить до:

$v=H_{0}d$

где $v$ это скорость (или поток Хаббла), $H_{0}$ — постоянная Хаббла , а $d$ это расстояние от Земли.

Красное смещение (z) можно выразить следующими уравнениями:

Расчет красного смещения, $z$

В зависимости от длины волны	По частоте
$z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}$	$z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}$
$1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}$	$1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}$

В этих уравнениях частота обозначается через $f$ и длина волны по $\lambda$. Чем больше значение z, тем сильнее красное смещение света и тем дальше объект находится от Земли. было обнаружено самое большое красное смещение галактики z ~ 12 По состоянию на январь 2013 года с помощью сверхглубокого поля Хаббла , что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной примерно 13,82 миллиарда лет).

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить, чтобы сформировать уравнение $z={\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}$,где с — скорость света.

Своеобразное движение

Объекты, связанные гравитацией, будут вращаться вокруг общего центра масс. Для звездных тел это движение известно как пекулярная скорость и может изменить поток Хаббла. Таким образом, к закону Хаббла необходимо добавить дополнительный член для пекулярного движения:

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

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на солнечный или галактический спектр, поскольку ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер скопления Девы стали предметом пристального внимания ученых из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении.

Двойные звезды

Две звезды разного размера, вращающиеся вокруг центра масс. Видно, что спектр разделяется в зависимости от положения и скорости звезд.

Подобно тому, как планеты могут быть гравитационно связаны со звездами, пары звезд могут вращаться вокруг друг друга. Некоторые двойные звезды являются визуальными двойными, то есть их можно наблюдать на орбитах друг вокруг друга в телескоп. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было различить . Эти две звезды, если смотреть через спектрометр, покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разные спектральные классы .

Спектроскопические двойные системы также можно обнаружить благодаря их лучевой скорости ; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, а другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. Плоскость орбиты системы определяет величину наблюдаемого смещения: если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости орбиты, наблюдаемой лучевой скорости не будет. Например, человек, смотрящий на карусель сбоку, увидит, как животные движутся к нему и от него, тогда как если он смотрит прямо сверху, он будет двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы

Планеты , астероиды и кометы отражают свет своих родительских звезд и излучают собственный свет. Для более холодных объектов, включая планеты Солнечной системы и астероиды, большая часть излучения приходится на инфракрасные длины волн, которые мы не видим, но которые обычно измеряются с помощью спектрометров . Для объектов, окруженных газом, таких как кометы и планеты с атмосферой, дальнейшее излучение и поглощение происходит на определенных длинах волн в газе, отпечатывая спектр газа на спектре твердого объекта. В случае миров с плотной атмосферой или полной облачностью или дымкой (таких как четыре планеты-гиганта , Венера и Сатурна спутник Титан ), спектр большей частью или полностью обусловлен одной лишь атмосферой.

Планеты

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения, обусловленные минералами горных пород, присутствующими в скальных телах, или элементами и молекулами, присутствующими в атмосфере. более 3500 экзопланет На сегодняшний день открыто . К ним относятся так называемые Горячие Юпитеры , а также планеты земного типа. С помощью спектроскопии были обнаружены такие соединения, как щелочные металлы, водяной пар, окись углерода, диоксид углерода и метан.

Астероиды

Астероиды можно разделить на три основных типа в зависимости от их спектра. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году и дополнительно расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году. В так называемой классификации Толена C -типы состоят из углеродистого материала. , S-типы состоят в основном из силикатов а X-типы являются «металлическими». Существуют и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типов являются наиболее распространенными астероидами. В 2002 году классификация Толена была «развита» в классификацию SMASS , увеличив количество категорий с 14 до 26, чтобы обеспечить более точный спектроскопический анализ астероидов.

Кометы

Оптический спектр кометы Хьякутакэ .

Спектры комет состоят из отраженного солнечного спектра от пыльных облаков, окружающих комету, а также линий излучения газообразных атомов и молекул, возбужденных до флуоресценции солнечным светом и/или химическими реакциями. Например, химический состав кометы ISON определялось методом спектроскопии благодаря выраженным эмиссионным линиям циана (CN), а также двух- и трехуглеродных атомов (C ₂ и C ₃ ). Близлежащие кометы можно увидеть даже в рентгеновских лучах, поскольку ионы солнечного ветра, летящие к коме, нейтрализуются. Таким образом, рентгеновские спектры кометы отражают состояние солнечного ветра, а не кометы.

См. также

• Атомная и молекулярная астрофизика
• Спектр излучения
• Корыто Ганна-Петерсона
• Лиман-Альфа лес
• Фотометрия (астрономия)
• Призма
• Спектрометр
• Теллурическое загрязнение