Spectroscopie astronomică

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 25 ianuarie 2021; verificările necesită 14 modificări .

Spectroscopia astronomică  este o ramură a astronomiei care utilizează metode de spectroscopie pentru a măsura spectrul radiațiilor electromagnetice , inclusiv radiațiile vizibile , care sunt emise de stele și alte obiecte cerești. Spectrul stelar poate dezvălui multe proprietăți ale stelelor, cum ar fi compoziția lor chimică, temperatura, densitatea, masa, distanța, luminozitatea și mișcarea relativă, prin măsurători de deplasare Doppler . Spectroscopia este, de asemenea, folosită pentru a studia proprietățile fizice ale multor alte tipuri de obiecte cerești, cum ar fi planetele , nebuloasele , galaxiile și nucleele galactice active .

Bazele

Spectroscopia astronomică este utilizată pentru a măsura trei benzi principale de radiații: spectrul vizibil , radio și raze X. În timp ce toată spectroscopia analizează anumite regiuni ale spectrului, sunt necesare metode diferite pentru a obține un semnal în funcție de frecvență. Ozonul (O 3 ) și oxigenul molecular (O 2 ) absorb lumina la lungimi de undă de până la 300  nm , ceea ce înseamnă că spectroscopia cu raze X și ultraviolete necesită utilizarea unui telescop satelit sau a unor detectoare montate pe rachete [1] p. 27 . Semnalele radio radiază la lungimi de undă mult mai mari decât semnalele optice și necesită utilizarea de antene sau receptoare radio . Radiația infraroșie este absorbită de apa atmosferică și dioxidul de carbon , așa că, deși echipamentul este similar cu cel utilizat în spectroscopie optică, sateliții sunt necesari pentru a înregistra cea mai mare parte a spectrului infraroșu [2] .

Spectroscopie optică

Fizicienii au studiat spectrul solar de când Isaac Newton a folosit pentru prima dată o prismă simplă pentru a observa proprietățile luminii în timpul refracției [3] . La începutul anilor 1800, Joseph von Fraunhofer și-a folosit priceperea de sticlar pentru a crea prisme foarte curate, permițându-i să observe 574 de linii întunecate într-un spectru aparent continuu [4] . La scurt timp după aceea, el a combinat un telescop și o prismă pentru a observa spectrul lui Venus , Lunii , Marte și diferite stele precum Betelgeuse ; compania sa a continuat să producă și să comercializeze telescoape cu refracție de înaltă calitate, pe baza desenelor sale originale, până la închiderea sa în 1884 [5] pp. 28-29 .

Rezoluția unei prisme este limitată de dimensiunea acesteia; o prismă mai mare va oferi un spectru mai detaliat, dar creșterea masei o face nepotrivită pentru observarea de înaltă precizie [6] . Această problemă a fost rezolvată la începutul anilor 1900 odată cu dezvoltarea rețelelor reflectorizante de înaltă calitate de către J. Plaskett , p.[5]Canada,OttawadinObservatorul Dominioncare a lucrat la depinde de indicii de refracție ai materialelor și de lungimea de undă a luminii [7] . Prin crearea unui grătar „refractor” care folosește un număr mare de oglinzi paralele, o mică parte a luminii poate fi focalizată și redată. Aceste noi spectroscoape au produs imagini mai detaliate decât o prismă, necesitau mai puțină lumină și puteau fi focalizate pe o anumită regiune a spectrului prin înclinarea rețelei [6] .

Limitarea rețelei de refracție este lățimea oglinzilor, care poate fi ascuțită doar în măsura în care focalizarea este pierdută; maximul este de aproximativ 1000 linii/ mm . Pentru a depăși această limitare, au fost dezvoltate rețele holografice. Rețelele holografice în fază de volum folosesc o peliculă subțire de gelatină dicrom pe o suprafață de sticlă, care este apoi supusă interferenței undei generate de un interferometru . Acest model de undă creează un model de reflexie similar cu rețelele de refracție, dar folosind condiția Bragg , adică un proces în care unghiul de reflexie depinde de aranjarea atomilor din gelatină . Rețelele holografice pot avea până la 6000 de linii/ mm și pot colecta lumina de două ori mai eficient decât rețelele de refracție. Deoarece sunt sigilate între două foi de sticlă, grătarele holografice sunt foarte versatile, pot dura zeci de ani înainte de a fi nevoie să fie înlocuite [8] .

Lumina împrăștiată de o rețea sau prismă într-un spectrograf poate fi detectată de un detector. Din punct de vedere istoric , plăcile fotografice au fost utilizate pe scară largă pentru a înregistra spectre până la dezvoltarea detectorilor electronici, iar dispozitivele cuplate cu sarcină ( CCD ) sunt cele mai frecvent utilizate în spectrografele optice astăzi. Scala lungimii de undă a spectrului poate fi calibrată prin observarea unui spectru de linii de emisie de lungime de undă cunoscută de la o lampă cu descărcare . Scala fluxului spectrului poate fi calibrată în funcție de lungimea de undă prin comparație cu o observare a unei stele standard corectată pentru absorbția atmosferică a luminii; acest proces este cunoscut sub numele de spectrofotometrie [9] .

Radiospectroscopie

Radioastronomia a fost fondată prin munca lui Karl Jansky la începutul anilor 1930 , în timp ce lucra la Laboratoarele Bell . A construit o antenă radio pentru a căuta potențiale surse de interferență pentru transmisiile radio transatlantice. Una dintre sursele de zgomot descoperite nu a venit de pe Pământ, ci din centrul Căii Lactee din constelația Săgetător [10] . În 1942, J.S. Hay a descoperit frecvența radio a Soarelui folosind receptoare radar militare [1] p. 26 . Spectroscopia radio a început odată cu descoperirea liniei HI de 21 cm în 1951 .

Interferometrie radio

Interferometria radio a fost folosită pentru prima dată în 1946 , când Joseph Lade Posey , Ruby Payne-Scott și Lindsay McCready au folosit o singură antenă pe o stâncă pentru a observa radiația solară la 200  MHz . Două fascicule incidente, unul direct de la soare și celălalt reflectat de la suprafața mării, au creat interferența necesară [11] . Primul interferometru multireceptor a fost construit în același an de Martin Ryle și Vonberg [12] [13] . În 1960, Ryle și Anthony Hewish au publicat o tehnică de sinteză a deschiderii pentru analiza datelor interferometrului [14] . Procesul de sinteză a irisului, care include autocorelarea și transformarea Fourier discretă a semnalului de intrare, reconstruiește atât variația spațială, cât și variația de frecvență a fluxului [15] . Rezultatul este o imagine 3D a cărei a treia axă este frecvența. Pentru această lucrare, Ryle și Hewish au primit împreună Premiul Nobel pentru Fizică în 1974 [16] .

Spectroscopie cu raze X

Stele și proprietățile lor

Proprietăți chimice

Newton a folosit o prismă pentru a împărți lumina albă în culori, iar prismele Fraunhofer de înaltă calitate au permis oamenilor de știință să vadă linii întunecate de origine necunoscută. În anii 1850, Gustav Kirchhoff și Robert Bunsen au descris fenomenele din spatele acestor linii întunecate. Obiectele solide fierbinți produc lumină cu un spectru continuu , gazele fierbinți emit lumină la anumite lungimi de undă, iar obiectele solide fierbinți înconjurate de gaze mai reci prezintă un spectru aproape continuu cu linii întunecate corespunzătoare liniilor de emisie a gazelor [5] :42–44 [17 ]. ] . Comparând liniile de absorbție ale Soarelui cu spectrele de emisie ale gazelor cunoscute, se poate determina compoziția chimică a stelelor .

Principalele linii Fraunhofer și elementele cu care sunt asociate sunt prezentate în tabelul următor. Denumirile seriei Balmer sunt între paranteze.

În prezent, liniile spectrale sunt desemnate prin lungimea de undă și elementul chimic căruia îi aparțin. De exemplu, Fe I 4383,547 Å indică o linie de fier neutru cu o lungime de undă de 4383,547 Å. Dar pentru liniile cele mai puternice, denumirile introduse de Fraunhofer au fost păstrate. Astfel, cele mai puternice linii ale spectrului solar sunt liniile H și K ale calciului ionizat.

Desemnare Element sau Conexiune Lungime de undă ( Å ) Desemnare Element Lungime de undă ( 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' Hγ _ 4340,47
A O2 _ 6276,61 G Fe 4307,90
D1 _ N / A 5895,92 G Ca 4307,74
D2 _ N / A 5889,95 h H 5 4101,75
D3 sau d El 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

În tabel, simbolurile Hα, Hβ, Hγ și Hδ denotă primele patru linii ale seriei Balmer ale atomului de hidrogen . Liniile D 1 și D 2  sunt binecunoscutul „dublet de sodiu” , o pereche de linii solare bine definite.

De remarcat că în literatură există contradicții în unele denumiri de linii. Astfel, simbolul d indică atât linia albastră a fierului 4668,14 Å, cât și linia galbenă a heliului (notată și cu D 3 ) 5875,618 Å. Linia e poate aparține atât fierului, cât și mercurului. Pentru a evita ambiguitatea, trebuie să specificați întotdeauna elementul căruia îi aparține linia, de exemplu, „linia e de mercur”.

Nu toate elementele din Soare au fost identificate imediat. Două exemple sunt enumerate mai jos.

  • În 1868, Norman Lockyer și Pierre Jansen au observat în mod independent o linie de lângă dubletul de sodiu (D1 și D2), pe care Lockyer a identificat-o ca un element nou. El l-a numit Heliu , dar abia în 1895 acest element a fost găsit pe Pământ [5] :84–85 ;
  • În 1869, astronomii Charles Augustus Young și William Harknessa observat independent o nouă linie de emisie verde în coroana solară în timpul unei eclipse. Acest element „nou” a fost denumit incorect coronium , deoarece a fost găsit doar în coroană. Abia în anii 1930, Walter Grotrian și Bengt Edlen au descoperit că linia spectrală la o lungime de undă de 530,3  nm se datorează fierului puternic ionizat (Fe 13+ ) [18] . Alte linii neobișnuite din spectrul coronal sunt, de asemenea, cauzate de elemente puternic ionizate precum nichelul și calciul , cu ionizarea ridicată datorită temperaturii extreme a coroanei solare [1] :87,297 .

Până în prezent, peste 20.000 de linii de absorbție au fost enumerate pentru Soare între 293,5 și 877,0  nm , dar doar aproximativ 75% dintre aceste linii au fost asociate cu absorbția de către elemente [1] :69 .

Analizând lățimea fiecărei linii spectrale din spectrul de emisie, se pot determina atât elementele prezente în stea, cât și abundența lor relativă [7] . Folosind aceste informații, stelele pot fi împărțite în populații stelare ; Stelele din populația I sunt cele mai tinere stele și au cea mai mare abundență de metale ( Soarele nostru aparține acestui tip), în timp ce stelele din populația III sunt cele mai vechi stele cu abundențe de metale foarte scăzute [19] [20] .

Temperatura și dimensiunea

În 1860, Gustav Kirchhoff a propus ideea unui corp negru , un material care emite radiații electromagnetice la toate lungimile de undă [21] [22] . În 1894, Wilhelm Vienna a derivat o expresie care raportează temperatura (T) a unui corp negru cu lungimea de undă a radiației de vârf (λ max ) [23] :

b  este coeficientul de proporționalitate , numit constanta de polarizare a lui Wien, egal cu 2,897771955…× 10 -3  nm • K [24] . Această ecuație se numește legea deplasării Wen . Măsurând lungimea de undă de vârf a unei stele, se poate determina temperatura de suprafață a unei stele [17] . De exemplu, dacă lungimea de undă maximă a radiației stelei este de 502 nm  , temperatura corespunzătoare ar fi 5778  K.

Luminozitatea unei stele este o măsură a eliberării de energie de radiație într-o anumită perioadă de timp [25] . Luminozitatea (L) poate fi legată de temperatura (T) a stelei după cum urmează:

,

unde R este raza stelei, iar σ este constanta Stefan-Boltzmann cu valoarea : W·m −2 ·K −4 [26] . Astfel, atunci când se cunosc luminozitatea și temperatura (prin măsurare și calcul direct), se poate determina raza stelei.

Galaxii

Spectrele galaxiilor sunt similare cu spectrele stelare prin faptul că sunt formate din lumina combinată a miliarde de stele.

Studiile de deplasare Doppler ale grupurilor de galaxii ale lui Fritz Zwicky din 1937 au arătat că galaxiile dintr-un cluster se mișcă mult mai repede decât ar fi posibil din masa clusterului calculată din lumina vizibilă. Zwicky a sugerat că trebuie să existe o mulțime de materie neluminoasă în grupurile de galaxii, care acum este cunoscută sub numele de materie întunecată [27] . De la descoperirea sa, astronomii au stabilit că majoritatea galaxiilor (și cea mai mare parte a universului) sunt alcătuite din materie întunecată. În 2003 , totuși, s-a descoperit că patru galaxii ( NGC 821 , NGC 3379 , NGC 4494 și NGC 4697 ) au puțin sau deloc materie întunecată care influențează mișcarea stelelor pe care le conțin; motivul absenței materiei întunecate este necunoscut [28] .

În anii 1950, sursele radio puternice erau asociate cu obiecte foarte slabe, foarte roșii. Când s-a obținut primul spectru al unuia dintre aceste obiecte, acesta a produs linii de absorbție la lungimi de undă unde nu era de așteptat. Curând a devenit clar că ceea ce s-a observat a fost spectrul normal al galaxiei, dar cu o deplasare foarte roșie [29] [30] . Au fost numite surse radio cvasi-stelare, sau quasari , descoperite de Hong-Yi Chiu.în 1964 [31] . Quasarurile sunt acum considerate a fi galaxii care s-au format în primii ani ai universului nostru, cu producția lor extremă de energie condusă de găurile negre supermasive [30] .

Proprietățile unei galaxii pot fi determinate și prin analiza stelelor găsite în ele. NGC 4550 , o galaxie din Clusterul Fecioarei, are mai multe dintre stele sale contrarotitoare decât restul. Se crede că această galaxie este o combinație de două galaxii mai mici care s-au rotit în direcții opuse una față de cealaltă [32] . Stelele strălucitoare din galaxii pot ajuta, de asemenea, la determinarea distanței până la o galaxie, care poate fi mai precisă decât paralaxa sau lumânările standard [33] .

Mediu interstelar

Mediul interstelar este materia care ocupă spațiul dintre sistemele stelare dintr-o galaxie. 99% din această materie este gazoasă: hidrogen , heliu și cantități mai mici de alte elemente ionizate, cum ar fi, de exemplu, oxigenul . Pe de altă parte, 1% sunt particule de praf, compuse în principal din grafit , silicați și gheață [34] . Norii de praf și gaz se numesc nebuloase .

Există trei tipuri principale de nebuloase: nebuloasă întunecată (denumită nebuloasă de absorbție, nebuloasă de absorbție, nebuloasă de reflexie și nebuloasă de emisie ). Nebuloasele întunecate sunt formate din praf și gaz în astfel de cantități încât ascund lumina stelelor din spatele lor, îngreunând fotometria . Nebuloasele de reflexie, după cum sugerează și numele lor, reflectă lumina de la stelele din apropiere. Spectrele lor sunt aceleași cu cele ale stelelor din jurul lor, deși lumina este mai albastră; lungimile de undă mai scurte se împrăștie mai bine decât lungimile de undă mai lungi. Nebuloasele de emisie emit lumină la anumite lungimi de undă în funcție de compoziția lor chimică [34] .

Nebuloase cu emisie gazoasă

În primii ani ai spectroscopiei astronomice, oamenii de știință au fost nedumeriți de spectrul nebuloaselor gazoase. În 1864, William Huggins a observat că multe nebuloase aveau doar linii de emisie, nu întregul spectru de stele. Din lucrările lui Kirchhoff , el a concluzionat că nebuloasele trebuie să conțină „masse enorme de gaz sau vapori luminoși” [35] . Cu toate acestea, au existat mai multe linii de emisie care nu au putut fi asociate cu niciun element terestru, cele mai strălucitoare dintre ele sunt linii cu o lungime de undă de 495,9  nm și 500,7  nm [36] . Aceste linii au fost atribuite unui nou element, nebuliul , până când Ira Bowen a stabilit în 1927 că sunt linii de emisie din oxigen puternic ionizat (O +2 ) [37] [38] . Aceste linii de emisie nu pot fi reproduse într-un laborator deoarece sunt linii interzise ; densitatea scăzută a nebuloasei (un atom pe centimetru cub) [34] permite ionilor metastabili să se descompună prin emisia de linii interzise mai degrabă decât prin coliziuni cu alți atomi [36] .

Nu toate nebuloasele cu emisie apar în jurul sau în apropierea stelelor, unde radiațiile stelare provoacă ionizare. Majoritatea nebuloaselor cu emisie de gaze sunt formate din hidrogen neutru . În starea sa fundamentală, hidrogenul neutru are două stări posibile de spin : electronul are fie același spin ca și protonul , fie spin opus . Când un atom trece între aceste două stări, el emite un cuantum de radiație electromagnetică sau de absorbție la o lungime de undă de 21  cm [34] . Această linie se află în raza radio și permite măsurători foarte precise [36] :

Folosind aceste informații, s-a stabilit că forma Căii Lactee este o galaxie spirală , deși numărul exact și poziția brațelor spiralate este subiectul cercetărilor în curs [39] .

Molecule complexe

Praful și moleculele din mediul interstelar nu numai că interferează cu fotometria, dar fac și apariția liniilor de absorbție în spectroscopie. Caracteristicile lor spectrale sunt generate de tranzițiile electronilor constituenți între diferite niveluri de energie, sau de mișcări de rotație sau vibrație. Detectarea are loc de obicei în domeniul radio , microunde sau infraroșu al spectrului [40] . Reacțiile chimice care formează aceste molecule pot avea loc în nori difuzi reci [41] sau în zone dense iluminate de lumină ultravioletă [42] . Hidrocarburile aromatice policiclice cum ar fi acetilena (C 2 H 2 ) de obicei se adună împreună pentru a forma grafit sau alt material asemănător negrului de fum [43] , au fost găsite și alte molecule organice precum acetona ((CH 3 ) 2 CO) [44 ] și buckminsterfulerene( C60 și C70 ) [42] .

Mișcarea în univers

Stelele și gazele interstelare sunt legate prin gravitație și formează galaxii, iar grupurile de galaxii pot fi legate prin gravitație în grupuri de galaxii [45] . Cu excepția stelelor din Calea Lactee și a galaxiilor din Grupul Local , aproape toate galaxiile se îndepărtează de noi din cauza expansiunii Universului [18] .

Efectul Doppler și redshift

Mișcarea obiectelor stelare poate fi determinată din spectrul lor . Datorită efectului Doppler , obiectele care se deplasează spre noi sunt deplasate în partea albastră , iar obiectele care se îndepărtează de noi sunt mutate în partea roșie . Lungimea de undă a luminii deplasate spre roșu este mai lungă și pare mai roșie decât sursa. În schimb, lungimea de undă a luminii deplasate în albastru este mai scurtă și pare mai albastră decât cea a luminii originale:

unde  este lungimea de undă emisă,  este viteza obiectului și  este lungimea de undă observată. Rețineți că v< 0 corespunde λ< λ0, lungimea de undă de deplasare la albastru. O linie de absorbție sau de emisie deplasată spre roșu va apărea mai aproape de capătul roșu al spectrului decât o linie staționară. În 1913, Westo Slifer a stabilit că galaxia Andromeda era mutată în albastru, ceea ce înseamnă că se îndrepta spre Calea Lactee. El a înregistrat spectrele altor 20 de galaxii, dintre care toate, cu excepția a 4, au fost deplasate spre roșu și a putut calcula vitezele lor în raport cu Pământul. Edwin Hubble va folosi ulterior aceste informații, precum și propriile sale observații, pentru a determina legea lui Hubble : cu cât o galaxie este mai departe de Pământ, cu atât se îndepărtează mai repede de noi [18] [46] . Legea lui Hubble poate fi descrisă prin formula:

unde  este viteza (sau fluxul Hubble),  este constanta Hubble și  este distanța de la Pământ. Deplasarea spre roșu (z) poate fi exprimată prin următoarele ecuații [47] :

calculul deplasării spre roșu,
În funcție de lungimea de undă In functie de frecventa
În aceste ecuații, lungimea de undă observată este notată ca , lungimea de undă emisă ca a, frecvența observată ca , iar frecvența emisă ca .

Cu cât valoarea z este mai mare, cu atât lumina este mai mult deplasată și obiectul este mai departe de Pământ. Din ianuarie 2013, cea mai mare deplasare către roșu a galaxiilor la z ~ 12 a fost detectată utilizând Câmpul ultraprofund Hubble, care corespunde unei vârste de peste 13 miliarde de ani (vârsta Universului este de aproximativ 13,82 miliarde de ani) [ 48 ] [49] [50] . Vezi aici pentru mai multe detalii .

Efectul Doppler și legea lui Hubble pot fi combinate în ecuația z = , unde c este viteza luminii .

Mișcare deosebită

Obiectele care sunt legate de gravitație se vor roti în jurul unui centru de masă comun. Pentru corpurile stelare, această mișcare este cunoscută ca viteză particulară și poate schimba fluxul Hubble. Astfel, un termen suplimentar pentru mișcarea particulară trebuie adăugat la legea Hubble [51] :

Această mișcare poate provoca confuzie atunci când privim spectrul solar sau galactic, deoarece deplasarea spre roșu așteptată, bazată pe legea simplă a lui Hubble, va fi ascunsă de o mișcare particulară. De exemplu, forma și dimensiunea Clusterului Fecioarei au făcut obiectul unor cercetări științifice serioase din cauza vitezelor deosebite foarte mari ale galaxiilor din cluster [52] .

Stele duble

Așa cum planetele pot fi legate gravitațional de stele, perechile de stele se pot învârti una în jurul celeilalte. Unele stele binare sunt binare vizuale , ceea ce înseamnă că pot fi observate orbitându-se una în jurul celeilalte printr-un telescop . Cu toate acestea, unele stele binare sunt prea aproape una de alta pentru a fi rezolvate [53] . Aceste două stele, atunci când sunt privite printr-un spectrometru , vor arăta un spectru compus: spectrul fiecărei stele va fi complex. Acest spectru compozit devine mai ușor de detectat atunci când stelele au aceeași luminozitate și tipuri spectrale diferite [54] .

Binarele spectrale pot fi detectate și prin viteza lor radială ; pe măsură ce orbitează una pe cealaltă, o stea se poate deplasa spre Pământ, în timp ce cealaltă se retrage, provocând o schimbare Doppler în spectrul compozit . Planul orbital al sistemului determină mărimea deplasării observate: dacă observatorul arată perpendicular pe planul orbitei, nu va exista o viteză radială observată [53] [54] . De exemplu, dacă te uiți la carusel din lateral, vei vedea animalele mișcându-se spre și departe de tine, în timp ce dacă te uiți direct de sus, acestea se vor mișca doar într-un plan orizontal.

Planete, asteroizi și comete

Planetele , asteroizii și cometele reflectă lumina stelelor părinte și emit propria lor lumină. Pentru obiectele mai reci, inclusiv planetele din Sistemul Solar și asteroizii , cea mai mare parte a radiației este la lungimi de undă infraroșii, pe care nu le putem vedea, dar sunt măsurate în mod obișnuit cu spectrometre . Pentru obiectele înconjurate de o anvelopă gazoasă, cum ar fi cometele și planetele cu atmosferă, emisia și absorbția au loc la anumite lungimi de undă în gaz , imprimând spectrul gazului în spectrul solidului. În cazul planetelor cu o atmosferă groasă sau acoperire de nori plină (cum ar fi giganții gazos , Venus și luna lui Saturn Titan ), spectrul depinde în mare măsură sau în întregime doar de atmosferă [55] .

Planete

Lumina planetară reflectată conține benzi de absorbție datorate mineralelor din rocile prezente în corpurile stâncoase, sau datorită elementelor și moleculelor prezente în atmosferă. Până în prezent, au fost descoperite peste 3.500 de exoplanete . Acestea includ așa-numiții Jupiteri fierbinți , precum și planete terestre . Compuși precum metalele alcaline , vaporii de apă, monoxidul de carbon , dioxidul de carbon și metanul au fost detectați folosind spectroscopie [56] .

Asteroizi

Conform spectrului , asteroizii pot fi împărțiți în trei tipuri principale. Categoriile originale au fost create în 1975 de Clark R. Chapman, David Morrison și Ben Zellner și extinse în 1984 de David J. Tolen . În ceea ce este cunoscut acum sub numele de clasificarea Tholen : asteroizii de tip C sunt alcătuiți din material carbonic. , asteroizii de tip S sunt alcătuiți în principal din silicați , în timp ce asteroizii de tip X sunt „metalici”. Există și alte clasificări ale asteroizilor neobișnuiți. Asteroizii de tip C și S sunt cele mai comune tipuri de asteroizi. În 2002, clasificarea lui Tolen a fost „transformată” în continuare în clasificarea SMASS , crescând numărul de categorii de la 14 la 26 pentru a se potrivi analizelor spectroscopice mai precise ale asteroizilor [57] [58] .

Comete

Spectrele cometelor constau din spectrul solar reflectat din învelișul de praf din jurul cometei, precum și din liniile de emisie ale atomilor și moleculelor de gaz excitate la fluorescență de lumina soarelui și/sau reacții chimice . De exemplu, compoziția chimică a cometei ISON [59] a fost determinată folosind spectroscopie datorită liniilor de emisie pronunțate de cianuri (CN), precum și carbonul di- și triatomic (C 2 și C 3 ). [60] . Cometele din apropiere pot fi văzute chiar și în raze X , deoarece ionii vântului solar care zboară în comă sunt anulați. Prin urmare, spectrele de raze X ale cometelor reflectă starea vântului solar și nu starea cometei [61] .

Vezi și

Surse

  1. ↑ 1 2 3 4 Foukal, Peter V. Solar Astrophysics : [ ing. ] . - Weinheim: Wiley VCH, 2004. - P. 69. - ISBN 3-527-40374-4 .
  2. ↑ Cool Cosmos - Infrared Astronomy  (ing.)  (link indisponibil) . Institutul de Tehnologie din California . Consultat la 23 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 octombrie 2018.
  3. ↑ Newton, Isaac. Opticks: Or, A Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colors of Light  : [ ing. ] . - Londra  : Royal Society , 1705. - P. 13-19. Arhivat pe 24 februarie 2021 la Wayback Machine
  4. ↑ Fraunhofer, Joseph (1817). „Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre” . Annalen der Physik [ engleză ] ]. 56 (7): 282-287. Cod biblic : 1817AnP ....56..264F . DOI : 10.1002/andp.18170560706 .
  5. ↑ 1 2 3 4 Hearnshaw, JB Analiza luminii stelelor  : [ ing. ] . - Cambridge  : Cambridge University Press , 1986. - ISBN 0-521-39916-5 .
  6. ↑ 1 2 Kitchin, CR Spectroscopie astronomică optică : [ ing. ] . - Bristol  : Institute of Physics Publishing, 1995. - P. 127, 143. - ISBN 0-7503-0346-8 .
  7. ↑ 1 2 Ball, David W. Basics of Spectroscopy : [ ing. ] . - Bellingham , Washington  : Societatea Inginerilor de Instrumentare Foto-Optică, 2001. - P. 24, 28. - ISBN 0-8194-4104-X .
  8. ↑ Barden, SC; Arns, JA; Colburn, W.S. (iulie 1998). d'Odorico, Sandro, ed. „Rețele holografice în fază de volum și potențialul lor pentru aplicații astronomice” (PDF) . Proc. SPIE . Instrumentație astronomică optică ]. 3355 : 866-876. Cod biblic : 1998SPIE.3355..866B . DOI : 10.1117/12.316806 . Arhivat din original (PDF) la 28.07.2010 . Extras 2020-09-12 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  9. ↑ Bine, JB; Gunn, J.E. (1983). „Stele standard secundare pentru spectrofotometrie absolută”. Jurnalul Astrofizic _ ]. 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
  10. ↑ Ghigo, F. Karl Jansky  . Observatorul Naţional de Radio Astronomie . Associated Universities, Inc. Consultat la 24 octombrie 2013. Arhivat din original la 31 august 2006.
  11. ↑ Pawsey, Iosif; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). „Energia de radiofrecvență de la Soare”. natura _ _ ]. 157 (3980): 158-159. Bibcode : 1946Natur.157..158P . DOI : 10.1038/157158a0 .
  12. ↑ Ryle, M.; Vonberg, D.D. (1946). „Radiația solară pe 175 Mc./s”. natura _ _ ]. 158 (4010): 339-340. Bibcode : 1946Natur.158..339R . DOI : 10.1038/158339b0 .
  13. ↑ Robertson, Peter. Dincolo de cerurile sudice: radioastronomie și  telescopul Parkes ] . - Universitatea din Cambridge , 1992. - P. 42, 43. - ISBN 0-521-41408-3 . Arhivat pe 24 iulie 2020 la Wayback Machine
  14. ↑ W.E. Howard. O istorie cronologică a  radioastronomiei . Preluat la 2 decembrie 2013. Arhivat din original la 14 iulie 2012.
  15. ↑ Cum funcționează radiotelescoapele  . Preluat la 2 decembrie 2013. Arhivat din original la 3 decembrie 2013.
  16. ↑ Comunicat de presă: Premiul Nobel pentru  fizică din 1974 . Preluat la 2 decembrie 2013. Arhivat din original la 11 august 2018.
  17. ↑ 1 2 Jenkins, Francis A. Fundamentals of Optics  : [ ing. ]  / Francis A. Jenkins, Harvey E. White. — al 4-lea. - New York  : McGraw-Hill, 1957. - P.  430-437 . — ISBN 0-07-085346-0 .
  18. ↑ 1 2 3 Morison, Ian. Introducere în Astronomie și Cosmologie  : [ ing. ] . - Wiley-Blackwell, 2008. - P. 61. - ISBN 978-0-470-03333-3 . Arhivat pe 29 octombrie 2013 la Wayback Machine
  19. ↑ Gregory, Stephen A. Introductory astronomy & astrophysics  : [ ing. ]  / Gregory, Stephen A., Michael Zeilik. - 4. - Fort Worth [ua] : Saunders College Publ., 1998 . - P.  322 . - ISBN 0-03-006228-4 .
  20. ↑ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 octombrie 2013). „Modelarea poluării cu gaz pur în universul timpuriu.” Jurnalul Astrofizic _ ]. 775 (2) : 111.arXiv : 1306.4663 . Cod biblic : 2013ApJ ...775..111P . DOI : 10.1088/0004-637X/775/2/111 .
  21. ↑ G. Kirchhoff (iulie 1860). „Despre relația dintre puterile de radiație și absorbție ale diferitelor corpuri pentru lumină și căldură” . The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science ]. Taylor și Francis. 20 (130). Arhivat din original pe 19.10.2020 . Extras 2020-09-12 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  22. ↑ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. Astrofizică atomică și spectroscopie  : [ ing. ] . - Cambridge: Cambridge University Press , 2010. - P.  7.221 . — ISBN 978-0-521-82536-8 .
  23. ↑ Mahmoud Massoud. §2.1 Radiația corpului negru // Termofluide de inginerie: termodinamică, mecanica fluidelor și transfer de căldură : [ ing. ] . - Springer , 2005. - P. 568. - ISBN 3-540-22292-8 .
  24. ↑ Constanta legii deplasării lungimii de undă Wien  . Laborator de Masurare Fizica . Arhivat din original pe 16 noiembrie 2016.
  25. ↑ Luminozitatea stelelor . Australia Telescope National Facility  (12 iulie 2004). Preluat la 2 iulie 2012. Arhivat din original la 9 august 2014.
  26. ↑ Constanta Stefan-Boltzmann  . Laborator de Masurare Fizica . Arhivat din original pe 29 iulie 2020.
  27. ↑ Zwicky, F. (octombrie 1937). „Despre masele de nebuloase și de clustere de nebuloase”. Jurnalul Astrofizic _ ]. 86 : 217. Bibcode : 1937ApJ....86..217Z . DOI : 10.1086/143864 .
  28. ↑ Romanowsky, Aaron J.; Douglas, Nigel G.; Arnaboldi, Magda; Kuijken, Konrad; Merrifield, Michael R.; Napolitano, Nicola R.; Capaccioli, Massimo; Freeman, Kenneth C. (19 septembrie 2003). „O lipsă de materie întunecată în galaxiile eliptice obișnuite”. stiinta _ _ ]. 301 (5640): 1696-1698. arXiv : astro-ph/0308518 . Cod biblic : 2003Sci ...301.1696R . DOI : 10.1126/science.1087441 . PMID 12947033 .  
  29. ↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (iulie 1963). „Identificarea optică a 3c 48, 3c 196 și 3c 286 cu obiecte stelare” . Jurnalul Astrofizic _ ]. 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ...138...30M . DOI : 10.1086/147615 . Arhivat din original pe 26.09.2017 . Extras 2020-09-12 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  30. ↑ 1 2 Wallace, PR Fizica: imaginație și realitate  : [ ing. ] . - Singapore  : World Scientific , 1991. - P.  235-246 . — ISBN 997150930X .
  31. ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Colapsul gravitațional. Fizica azi _ ]. 17 (5):21-34. Cod biblic : 1964PhT ....17e..21C . DOI : 10.1063/1.3051610 .
  32. ↑ Rubin, Vera C.; Graham, JA; Kenney, Jeffrey D.P. (iulie 1992). „Discuri stelare contrarotative cospatiale în galaxia Fecioara E7/S0 NGC 4550”. Jurnalul Astrofizic _ ]. 394 : L9. Cod biblic : 1992ApJ ...394L...9R . DOI : 10.1086/186460 .
  33. ↑ Kudritzki, R.-P. (mai 2010). „Disecarea galaxiilor cu spectroscopie cantitativă a celor mai strălucitoare stele din Univers”. Astronomische Nachrichten [ engleză ] ]. 331 (5): 459-473. arXiv : 1002.5039 . Cod biblic : 2010AN ....331..459K . doi : 10.1002/ asna.200911342 .
  34. ↑ 1 2 3 4 Kitchin, CR Stele, nebuloase și mediul interstelar : fizică observațională și astrofizică  : [ ing. ] . — Bristol  : A. Hilger, 1987. — P.  265–277 . — ISBN 0-85274-580-X .
  35. ↑ Huggins, Sir William. Lucrările științifice ale lui Sir William Huggins: [ ing. ] . - Londra : William Wesley and Son, 1899. - P. 114–115.
  36. ↑ 1 2 3 Tennyson, Jonathan. Spectroscopie astronomică: o introducere în fizica atomică și moleculară a spectrelor astronomice  : [ ing. ] . — [Online-Ausg.]. - Londra  : Imperial College Press, 2005. - P.  46-47 , 99-100. — ISBN 1-86094-513-9 .
  37. ↑ Hirsh, Richard F (iunie 1979). „Enigma nebuloaselor gazoase”. Isis [ engleză ] ]. 70 (2): 162-212. Cod biblic : 1979Isis ...70..197H . DOI : 10.1086/352195 . JSTOR 230787 .  
  38. ↑ Bowen, IS (1 octombrie 1927). „Originea spectrului nebuliului” . natura _ _ ]. 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038/120473a0 .
  39. ↑ Efremov, Yu. N. (22 februarie 2011). „Despre structura spirală a galaxiei Calea Lactee”. Rapoarte de astronomie _ ]. 55 (2): 108-122. arXiv : 1011.4576 . Cod biblic : 2011ARep ...55..108E . DOI : 10.1134/S1063772911020016 .
  40. ↑ Shu, Frank H. Universul fizic: o introducere în astronomie  : [ ing. ] . - 12. [Dr.]. — Sausalito , California.  : Univ. Cărți de știință, 1982. - P.  232-234 . — ISBN 0-935702-05-9 .
  41. ↑ Hudson, Reggie L. Mediul interstelar  . Laboratorul de astrochimie Goddard Space Flight Center. Consultat la 19 noiembrie 2013. Arhivat din original la 13 iulie 2013.
  42. ↑ 1 2 Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, SE (22 iulie 2010). „Detecția C60 și C70 într-o nebuloasă planetară tânără” . stiinta _ _ ]. 329 (5996): 1180-1182. Bibcode : 2010Sci...329.1180C . DOI : 10.1126/science.1192035 . PMID20651118  . _
  43. ↑ Millar, TJ. Praf și chimie în astronomie : [ ing. ]  / TJ Millar, D. A. Williams. — Bristol [ua] : Inst. de Fizică, 1993. - P. 116. - ISBN 0-7503-0271-2 .
  44. ↑ Johansson, L.E.; Andersson, C; Elder, J; Friberg, P; Hjalmarson, A; Hoglund, B; Irvine, W.M.; Olofsson, H; Rydbeck, G (1984). „Scanarea spectrală a lui Orion A și IRC+10216 de la 72 la 91 GHz”. Astronomie și Astrofizică ]. 130 : 227-56. Cod biblic : 1984A &A...130..227J . PMID 11541988 .  
  45. ↑ Hubble identifică cel mai îndepărtat protocluster de galaxii văzut vreodată . Arhivat din original pe 12 iunie 2018. Preluat la 13 ianuarie 2012.
  46. ↑ Haynes, Legea lui Martha Hubble  . Universitatea Cornell . Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original la 14 iunie 2018.
  47. ↑ Huchra, John Extragalactic  Redshifts . Institutul de Tehnologie din California . Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original la 22 decembrie 2013.
  48. ↑ 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-Lacul, Emma; Schneider, Evan; Charlot, Stephane; Stark, Daniel P.; Furlanetto, Steven R.; Cirasuolo, Michele (20 ianuarie 2013). „Abundența galaxiilor formatoare de stele în intervalul Redshift 8.5-12: noi rezultate din campania Hubble pentru câmp ultraprofund din 2012.” Jurnalul Astrofizic _ ]. 763 (1):L7. arXiv : 1211.6804 . Cod biblic : 2013ApJ ...763L...7E . DOI : 10.1088/2041-8205/763/1/L7 .
  49. ↑ Recensământul Hubble găsește galaxii la deplasările spre roșu de la 9 la  12 . NASA / ESA . Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original la 5 aprilie 2018.
  50. ↑ Planck dezvăluie un univers aproape perfect  . ESA (21 martie 2013). Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original pe 6 decembrie 2013.
  51. ↑ Viteză  particulară . Universitatea de Tehnologie Swinburne. Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original la 4 aprilie 2019.
  52. ↑ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (februarie 1997). „Studiul Clusterului Fecioarei folosind relațiile B-Band Tully-Fisher”. Seria de suplimente a jurnalului astrofizic ]. 108 (2): 417-448. Cod biblic : 1997ApJS..108..417Y . DOI : 10.1086/312960 .
  53. ↑ 1 2 Tipuri de stele binare  (engleză)  (link nu este disponibil) . Australia Telescope Outreach și educație . Australia Telescope National Facility. Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original la 8 decembrie 2013.
  54. ↑ 1 2 Gray, Richard O. Clasificare spectrală stelară : [ ing. ]  / Richard O. Gray, Christopher J. Corbally. — Princeton, NJ: Princeton University Press, 2009. — P. 507–513. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  55. ↑ Goody, Richard M. Atmospheric Radiation: Theoretical Basis: [ ing. ]  / Richard M. Goody, Yung, Yuk Ling. - New York , New York, SUA  : Oxford University Press , 1989. - ISBN 0-19-505134-3 .
  56. ↑ Tessenyi, M.; Tinetti, G.; Savini, G.; Pascale, E. (noiembrie 2013). „Detectabilitatea moleculară în spectre de emisie exoplanetară”. Icarus [ engleză ] ]. 226 (2): 1654-1672. arXiv : 1308,4986 . Bibcode : 2013Icar..226.1654T . DOI : 10.1016/j.icarus.2013.08.022 .
  57. ↑ Bus, S (iulie 2002). „Faza II a studiului spectroscopic de asteroizi din centura principală mică, o taxonomie bazată pe caracteristici” . Icarus [ engleză ] ]. 158 (1): 146-177. Cod biblic : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006/icar.2002.6856 .
  58. ↑ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (mai 1975). „Proprietățile de suprafață ale asteroizilor: o sinteză de polarimetrie, radiometrie și spectrofotometrie”. Icarus [ engleză ] ]. 25 (1): 104-130. Bibcode : 1975Icar...25..104C . DOI : 10.1016/0019-1035(75)90191-8 .
  59. ↑ Sekanina, Zdenek Disintegration of Comet C/2012 S1 (ISON) Shortly Before Perihelion: Evidence From Independent Data  Sets . arXiv . Preluat la 3 iunie 2015. Arhivat din original la 8 martie 2021.
  60. ↑ Knight, Matthew De ce pare ISON verde?  (engleză) . Campania de observare a cometei ISON. Consultat la 26 noiembrie 2013. Arhivat din original la 3 decembrie 2013.
  61. ↑ 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 octombrie 1996). „Descoperirea emisiilor de raze X și ultraviolete extreme de la cometa C/Hyakutake 1996 B2” . stiinta _ _ ]. 274 (5285): 205-209. Bibcode : 1996Sci...274..205L . DOI : 10.1126/science.274.5285.205 . Arhivat din original pe 26.10.2021 . Extras 2020-09-12 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii