Астрономическая спектроскопия - Astronomical spectroscopy

Звездный спектроскоп обсерватории Лик в 1898 году. Разработан Джеймсом Килером и сконструирован Джоном Браширом .

Астрономический спектроскопии является изучение астрономии с использованием методов спектроскопии для измерения спектра от электромагнитного излучения , в том числе видимого света , ультрафиолетового , рентгеновского излучения , инфракрасного и радио волн , которые излучают от звезд и других небесных объектов. Звездный спектр может выявить многие свойства звезд, таких как их химический состав, температуры, плотности, массы, расстояния и светимости. 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 .

Задний план

Непрозрачность атмосферы Земли для разных длин волн электромагнитного излучения . Атмосфера блокирует некоторые длины волн, но в основном прозрачна для видимого света и широкого диапазона 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 для рентгеновской и ультрафиолетовой спектроскопии требуется использование спутникового телескопа или установленных на ракетах детекторов . Радиосигналы имеют гораздо большую длину волны, чем оптические сигналы, и требуют использования антенн или антенн . Инфракрасный свет поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично тому, что используется в оптической спектроскопии, для записи большей части инфракрасного спектра требуются спутники.

Оптическая спектроскопия

Падающий свет отражается под тем же углом (черные линии), но небольшая часть света преломляется как цветной свет (красные и синие линии).

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые применил 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 темных 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 преломляющие телескопы, основанные на его оригинальных разработках, 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 высокодетализированной работы. 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. Путем создания «светящейся» решетки, в которой используется большое количество параллельных зеркал, можно сфокусировать и визуализировать небольшую часть света. Эти новые спектроскопы были более детализированными, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определенной области спектра путем наклона решетки.

Ограничением для светящейся решетки является ширина зеркал, которую можно отшлифовать только до конечной величины, прежде чем фокус будет потерян; максимум - около 1000 линий / мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. В объемных фазовых голографических решетках используется тонкая пленка дихромированного желатина на поверхности стекла, которая впоследствии подвергается воздействию волновой картины, создаваемой интерферометром . Эта волновая картина создает картину отражения, аналогичную светящейся решетке, но использующую дифракцию Брэгга , процесс, при котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решетки могут иметь до 6000 линий / мм и могут быть в два раза эффективнее по улавливанию света, чем светящиеся решетки. Поскольку голографические решетки герметизированы между двумя листами стекла, они очень универсальны и могут прослужить десятилетия, прежде чем потребуется их замена.

Свет, рассеянный решеткой или призмой в спектрографе, может быть зарегистрирован детектором. Исторически до появления электронных детекторов для записи спектров широко использовались фотопластинки , а сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются устройства с зарядовой связью (ПЗС). Шкалу длин волн спектра можно откалибровать , наблюдая за спектром линий излучения известной длины волны от газоразрядной лампы . Поток шкала спектра может быть откалибрована в зависимости от длины волны , по сравнению с наблюдением стандартной звезды с учетом поправок на атмосферное поглощение света; это известно как спектрофотометрия .

Радиоспектроскопия

Радиоастрономия была основана работами Карла Янского в начале 1930-х годов, когда он работал в Bell Labs . Он построил радиоантенну, чтобы посмотреть на потенциальные источники 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 зафиксировал солнечную радиочастоту с помощью военных радиолокационных приемников. Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии H I в 1951 году.

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия была впервые применена в 1946 году, когда Джозеф Лэйд Поуси , Руби Пейн-Скотт и Линдси Маккриди использовали одну антенну на вершине морского утеса для наблюдения солнечного излучения на частоте 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отраженный от поверхности моря, создавали необходимые помехи. Первый интерферометр с несколькими приемниками был построен в том же году Мартином Райлом и Вонбергом. В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали методику синтеза апертуры для анализа данных интерферометра. Процесс синтеза апертуры, который включает автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственные, так и частотные изменения потока. Результатом является трехмерное изображение , третья ось которого - частота. За эту работу Райлу и Хьюишу совместно была присуждена Нобелевская премия по физике 1974 года .

Рентгеновская спектроскопия

Звезды и их свойства

Непрерывный спектр

Эмиссионные линии ( дискретный спектр )

Линии поглощения (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, скрытые за этими темными линиями. Горячие твердые объекты излучают свет с непрерывным спектром , горячие газы излучают свет с определенной длиной волны, а горячие твердые объекты, окруженные более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими эмиссионным линиям 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.

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

• В 1868 году Норман Локьер и Пьер Янссен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D ₁ и D ₂ ), которую 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 Август Янг и Уильям Харкнесс независимо друг от друга наблюдали новую зеленую эмиссионную линию в короне Солнца во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван коронием , так как он был обнаружен только в короне. Только в 1930-х годах Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия при 530,3 нм связана с сильно ионизированным железом (Fe ¹³⁺ ). Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно заряженными ионами, такими как никель и кальций , причем высокая ионизация происходит из-за экстремальной температуры солнечной короны .

На сегодняшний день перечислено более 20 000 линий поглощения Солнца между 293,5 и 877,0 нм, но только примерно 75% этих линий связаны с элементарным поглощением.

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 звездные популяции ; Звезды популяции I - самые молодые звезды и имеют самое высокое содержание металлов (наше Солнце - звезда популяции I), а звезды популяции III - самые старые звезды с очень низким содержанием металлов.

Температура и размер

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею черного тела - материала, излучающего электромагнитное излучение на всех длинах волн. В 1894 году Вильгельм Вин вывел выражение, связывающее температуру (T) черного тела с его максимальной длиной волны излучения (λ _max ).

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

b - константа пропорциональности, называемая константой смещения Вина , равная2,897 771 955 ... × 10 ^-3  m⋅K . Это уравнение называется законом Вина . Измеряя максимальную длину волны звезды, можно определить температуру поверхности. Например, если максимальная длина волны звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5778 кельвинов .

Светимость звезды является мерой электромагнитной энергии выхода в заданный промежуток времени. Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды соотношением

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

где R - радиус звезды, а σ - постоянная Стефана – Больцмана со значением5,670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  Вт⋅м ⁻² ⋅K ⁻⁴ . Таким образом, когда известны и светимость, и температура (посредством прямых измерений и вычислений), радиус звезды может быть определен.

Галактики

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

Изучение доплеровского сдвига скоплений галактик, проведенное Фрицем Цвикки в 1937 году, показало, что галактики в скоплении движутся намного быстрее, чем казалось возможным, исходя из массы скопления, полученной из 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 г. было обнаружено , что четыре галактики (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 и NGC 4697 ) практически не имеют темной материи, влияющей 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, были обнаружены линии поглощения на длинах волн, которых не ожидалось. Вскоре стало ясно, что то, что наблюдали, было нормальным галактическим спектром, но с сильным красным смещением. Они были названы квазизвездную радиоисточников , или квазаров , от Hong-Yee Цзю в 1964 году Квазары теперь считается галактики , образовавшиеся в первые годы нашей Вселенной, с их крайней вырабатываемой энергии на питание от сверхмассивных черных дыр .

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

Межзвездная среда

Межзвездная среда - это материя, которая занимает пространство между звездными системами в галактике. 99% этого вещества газообразное - водород , гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород . Другой 1% - это частицы пыли, которые, как считается, состоят в основном из графита , силикатов и льда. Облака пыли и газа называются туманностями .

Существует три основных типа туманностей: абсорбционные , отражающие и эмиссионные . Поглощающие (или темные) туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что они заслоняют свет звезд позади себя, 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 рассеивают лучше, чем более длинные волны. Эмиссионные туманности излучают свет на определенных длинах волн в зависимости от их химического состава.

Газоэмиссионные туманности

В первые годы астрономической спектроскопии ученые были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности показывают только эмиссионные линии, а не полный спектр, как у звезд. Из работы Кирхгофа он пришел к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара». Однако было несколько эмиссионных линий, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них - линии 495,9 и 500,7 нм. Эти линии приписывались новому элементу, небулию , до тех пор, пока Ира Боуэн в 1927 году не определила, что эмиссионные линии принадлежат высокоионизированному кислороду (O ⁺² ). Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, потому что они являются запрещенными линиями ; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) позволяет метастабильным ионам распадаться через излучение запрещенных линий, а не столкновения с другими атомами.

Не все эмиссионные туманности находятся вокруг звезд или вблизи них, где солнечное нагревание вызывает ионизацию. Большинство газоэмиссионных туманностей образовано нейтральным водородом. В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния : электрон имеет либо тот же спин, либо противоположный спин протона . Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он испускает линию излучения или поглощения 21 см. Эта линия находится в пределах радиодиапазона 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, было определено, что форма Млечного Пути является спиральной галактикой , хотя точное количество и положение спиральных рукавов являются предметом текущих исследований.

Сложные молекулы

Пыль и молекулы в межзвездной среде не только заслоняют фотометрию, но и вызывают появление линий поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными спектрами. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновом или инфракрасном диапазоне спектра. Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках или в плотных областях, освещенных ультрафиолетовым светом. Наиболее известные соединения в космосе являются органическими , начиная от небольших молекул, например, ацетилена C ₂ H ₂ и ацетона (CH ₃ ) ₂ CO; до целых классов больших молекул, например фуллеренов и полициклических ароматических углеводородов ; к твердым веществам, таким как графит или другой покрытый сажей материал.

Движение во вселенной

Красное смещение и синее смещение

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

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звездных объектов можно определить по их спектру. Из-за эффекта Доплера объекты, движущиеся к нам, смещаются в синюю сторону , а движущиеся объекты - в красную . Длина волны света с красным смещением длиннее, и он кажется более красным, чем источник. И наоборот, длина волны света с синим смещением короче и кажется более синей, чем у исходного света:

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

где - излучаемая длина волны, - скорость объекта и - наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v <0 соответствует λ <λ ₀ , длине волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что галактика Андромеды смещена в синий цвет, что означает, что она движется к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик, все из которых, кроме 4, имели красное смещение, и смог вычислить 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 от нас. Закон Хаббла можно обобщить до ${\ displaystyle \ lambda _ {0}}$${\ displaystyle v_ {0}}$${\ displaystyle \ lambda}$

${\ displaystyle v = H_ {0} d}$

где - скорость (или поток Хаббла), - постоянная Хаббла и - расстояние от Земли. ${\ displaystyle v}$${\ displaystyle H_ {0}}$${\ displaystyle d}$

Красное смещение (z) можно выразить следующими уравнениями:

Расчет красного смещения, ${\ displaystyle z}$

На основе длины волны	В зависимости от частоты
${\ displaystyle z = {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {obsv}} - \ lambda _ {\ mathrm {emit}}} {\ lambda _ {\ mathrm {emit}}}}}$	${\ displaystyle z = {\ frac {f _ {\ mathrm {emit}} -f _ {\ mathrm {obsv}}} {f _ {\ mathrm {obsv}}}}}$
${\ displaystyle 1 + z = {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {obsv}}} {\ lambda _ {\ mathrm {emit}}}}}$	${\ Displaystyle 1 + Z = {\ гидроразрыва {е _ {\ mathrm {emit}}} {е _ {\ mathrm {obsv}}}}}$

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

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение , где c - скорость света. ${\ displaystyle z = {\ frac {v _ {\ text {Hubble}}} {c}}}$

Своеобразное движение

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

${\ displaystyle v _ {\ text {total}} = H_ {0} d + v _ {\ mathrm {pec}}}$

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на спектр Солнца или Галактики, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер скопления в Деве были предметом серьезного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении.

Бинарные звезды

Две звезды разного размера вращаются 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 визуально двойными, то есть их можно наблюдать вращающимися по орбите друг друга в телескоп. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было разрешить . Эти две звезды при просмотре через спектрометр покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разный спектральный класс .

Спектроскопические двойные системы также могут быть обнаружены благодаря их лучевой скорости ; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, в то время как другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. Плоскость орбиты системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно к плоскости орбиты не будет никакой наблюдаемой радиальной скоростью. Например, если вы посмотрите на карусель сбоку, вы увидите, как животные движутся к вам и от вас, тогда как если вы посмотрите прямо сверху, они будут двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы

Планеты , астероиды и кометы отражают свет своих родительских звезд и излучают свой 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, запечатлевая спектр газа на спектре твердого объекта. В случае миры с толстыми атмосфер или полной облачности (такие как газовые гиганты , Венера и Сатурн «ы спутник Титан (спутник) ), спектр в основном или полностью из - за одной только атмосферы.

Планеты

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералов в горных породах, присутствующих в скалистых телах, или из-за элементов и молекул, присутствующих в атмосфере. На сегодняшний день открыто более 3500 экзопланет . К ним относятся так называемые Горячие Юпитеры , а также планеты земного типа. С помощью спектроскопии были обнаружены такие соединения, как щелочные металлы, водяной пар, монооксид углерода, диоксид углерода и метан.

Астероиды

По спектру астероиды можно разделить на три основных типа. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году, а затем расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году. В том, что сейчас известно как классификация Толена , C-типы состоят из углеродистого материала. , S-типы состоят в основном из силикатов , а X-типы являются «металлическими». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа являются наиболее распространенными астероидами. В 2002 году классификация Толена была далее «развита» в классификацию SMASS , увеличив количество категорий с 14 до 26 для учета более точного спектроскопического анализа астероидов.

Кометы

Оптический спектр кометы Хиякутаке .

Спектры комет состоят из отраженного солнечного спектра от пылевых облаков, окружающих комету, а также линий излучения газовых атомов и молекул, возбужденных до флуоресценции солнечным светом и / или химическими реакциями. Например, химический состав кометы ISON был определен с помощью спектроскопии по хорошо заметным линиям излучения цианогена (CN), а также двух и трех атомов углерода (C ₂ и C ₃ ). Близлежащие кометы можно увидеть даже в рентгеновских лучах, поскольку ионы солнечного ветра, летящие в кому , нейтрализуются. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние солнечного ветра, а не состояние кометы.

Смотрите также

использованная литература