Длиннощелевая спектроскопия
В астрономии предполагает длиннощелевая спектроскопия наблюдение небесного объекта с помощью спектрографа , входное отверстие которого представляет собой удлиненную узкую щель. Свет, попадающий в щель, затем преломляется с помощью призмы , дифракционной решетки или гризмы . Рассеянный свет обычно регистрируется детектором с зарядовой связью . [1]
Профили скорости
[ редактировать ]
Этот метод можно использовать для наблюдения за кривой вращения галактики, поскольку звезды, движущиеся к наблюдателю, имеют синее смещение , а удаляющиеся звезды — красное . [2]
Спектроскопию с длинной щелью также можно использовать для наблюдения расширения оптически тонких туманностей. Когда спектрографическая щель простирается на диаметр туманности, линии профиля скорости пересекаются по краям. В середине туманности линия разделяется на две части, поскольку один компонент имеет красное смещение, а другой — синее. Компонент с голубым смещением будет казаться ярче, поскольку он находится на «ближней стороне» туманности, и поэтому подвержен меньшей степени ослабления , чем свет, приходящий с дальней стороны туманности. Сужающиеся края профиля скорости обусловлены тем фактом, что материал на краю туманности движется перпендикулярно лучу зрения, и поэтому его лучевая скорость будет равна нулю по сравнению с остальной частью туманности. [3]
Несколько эффектов могут способствовать поперечному уширению профиля скорости. Отдельные звезды сами вращаются по своей орбите, поэтому приближающаяся сторона будет иметь синее смещение, а удаляющаяся сторона — красное. Звезды также имеют случайное (а также орбитальное ) движение вокруг галактики, а это означает, что любая отдельная звезда может значительно отклоняться от остальных относительно своих соседей на кривой вращения. В спиральных галактиках это случайное движение мало по сравнению с орбитальным движением с низким эксцентриситетом , но это неверно для эллиптической галактики . на молекулярном уровне Доплеровское уширение также внесет свой вклад.
Преимущества
[ редактировать ]Спектроскопия с длинной щелью может решить проблемы с контрастом при наблюдении структур вблизи очень яркого источника. Рассматриваемую структуру можно наблюдать через щель, тем самым заслоняя источник света и обеспечивая большее соотношение сигнал/шум . Примером этого приложения может быть наблюдение кинематики объектов Хербига -Аро вокруг их родительской звезды. [4]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Слоан, Грегори К. (20 декабря 2007 г.). «Длиннощелевая спектроскопия» (Сайт) . Проверено 7 августа 2011 г.
- ^ Фогт, Николь. «Пример: кривая вращения галактики» (веб-сайт) . Проверено 7 августа 2011 г.
- ^ Бём-Витенсе, Эрика (31 января 1992 г.). Введение в звездную астрофизику . Том. 3. Издательство Кембриджского университета . п. 192. ИСБН 978-0-521-34871-3 .
- ^ «Наблюдение фазы биполярной струи» . Джетсет. Архивировано из оригинала 26 сентября 2011 года . Проверено 8 августа 2011 г.
