Astronomische Spektroskopie

Das Sternspektroskop der Lick Observatory im Jahr 1898. entworfen von von James Keeler und gebaut von John Brashear.

Astronomische Spektroskopie ist das Studium von Astronomie Verwenden der Techniken von Spektroskopie um das zu messen Spektrum von elektromagnetische Strahlung, einschließlich sichtbares Licht, Ultraviolett, Röntgen, Infrarot und Radio Wellen das strahlen aus Sterne und andere himmlische Objekte. EIN Sternspektrum kann viele Eigenschaften von Sternen aufdecken, wie ihre chemische Zusammensetzung, Temperatur, Dichte, Masse, Abstand und Leuchtkraft. Die Spektroskopie kann die Bewegungsgeschwindigkeit gegenüber oder vom Beobachter entfernen, indem die Bewegung gemessen wird Doppler -Verschiebung. Die Spektroskopie wird auch verwendet, um die physikalischen Eigenschaften vieler anderer Arten von himmlischen Objekten zu untersuchen, z. Planeten, Nebel, Galaxien, und Aktive galaktische Kerne.

Hintergrund

Opazität der Erdatmosphäre für verschiedene Wellenlängen von elektromagnetische Strahlung. Die Atmosphäre blockiert einige Wellenlängen, ist jedoch größtenteils transparent für sichtbares Licht und eine Vielzahl von Funkwellen.

Die astronomische Spektroskopie wird verwendet, um drei Hauptstrahlungsbänder im elektromagnetischen Spektrum zu messen: sichtbares Licht, Radiowellen, und Röntgenaufnahmen. Während alle Spektroskopie bestimmte Banden des Spektrums untersucht, sind verschiedene Methoden erforderlich, um das Signal in Abhängigkeit von der Frequenz zu erfassen. Ozon (Ö3) und molekularer Sauerstoff (o2) Absorbieren Sie Licht mit Wellenlängen unter 300 nm, was bedeutet, dass Röntgen- und Ultraviolett Die Spektroskopie erfordert die Verwendung eines Satellitenteleskops oder Raketenmagnierte Detektoren.[1]: 27 Funksignale haben viel längere Wellenlängen als optische Signale und erfordern die Verwendung von Antennen oder Funkgerichte. Infrarot Licht wird von atmosphärischem Wasser und Kohlendioxid absorbiert. Während das Gerät dem in der optischen Spektroskopie verwendeten Geräte ähnlich ist, sind Satelliten erforderlich, um einen Großteil des Infrarotspektrums aufzuzeichnen.[2]

Optische Spektroskopie

Mit einer ReflexionsgratenDas einfallende Licht wird in mehrere Beugungsaufträge unterteilt, die verschiedene Wellenlängen voneinander (rote und blaue Linien) trennen, mit Ausnahme der 0-ten Reihenfolge (schwarz).

Physiker haben seitdem das Solarspektrum untersucht Isaac Newton Zuerst verwendete ein einfaches Prisma, um die refraktiven Eigenschaften von Licht zu beobachten.[3] Anfang des 19. Jahrhunderts Joseph von Fraunhofer benutzte seine Fähigkeiten als Glasmacher, um sehr reine Prismen zu schaffen, die es ihm ermöglichten, 574 dunkle Linien in einem scheinbar kontinuierlichen Spektrum zu beobachten.[4] Bald darauf kombinierte er Teleskop und Prisma, um das Spektrum von zu beobachten Venus, das Mond, Marsund verschiedene Sterne wie Betelgeuse; Sein Unternehmen stellte und verkaufte weiterhin hochwertige Refraktion von Teleskopen auf der Grundlage seiner ursprünglichen Entwürfe bis zu seiner Schließung im Jahr 1884.[5]: 28–29

Die Auflösung eines Prismas ist durch seine Größe begrenzt; Ein größeres Prisma bietet ein detaillierteres Spektrum, aber die Zunahme der Masse macht es für stark detaillierte Arbeiten ungeeignet.[6] Dieses Problem wurde Anfang des 20. Jahrhunderts mit der Entwicklung hochwertiger Reflexionsgitter von gelöst J.S. Plaskett Bei der Dominion Observatory in Ottawa, Kanada.[5]: 11 Ein leichter Schlag eines Spiegels reflektiert im gleichen Winkel, aber ein kleiner Teil des Lichts wird in einem anderen Winkel gebrochen. Dies hängt von den Refraktionen der Materialien und der Wellenlänge des Lichts ab.[7] Durch Erstellen von a "Blaceed" Gitter Dies verwendet eine große Anzahl von parallelen Spiegeln, der kleine Teil des Lichts kann fokussiert und sichtbar gemacht werden. Diese neuen Spektroskope waren detaillierter als ein Prisma, erforderten weniger Licht und konnten sich auf einen bestimmten Bereich des Spektrums konzentrieren, indem das Gitter kippt.[6]

Die Einschränkung für ein flammiges Gitter ist die Breite der Spiegel, die nur eine begrenzte Menge vor dem Fokus gegründet werden kann. Das Maximum beträgt etwa 1000 Zeilen/mm. Um diese Begrenzungsbeschränkung zu überwinden, wurden holographische Gitter entwickelt. Holographische Gitter der Volumenphase verwenden einen dünnen Film von Dichromated Gelatine auf einer Glasoberfläche, die anschließend einem ausgesetzt ist Wellenmuster erstellt von an Interferometer. Dieses Wellenmuster legt ein Reflexionsmuster fest, das den fließenden Gittern ähnelt, aber nutzt Bragg -Beugung, ein Prozess, bei dem der Reflexionswinkel von der Anordnung der Atome im Gelatine abhängt. Die holographischen Gitter können bis zu 6000 Linien/mm haben und können bis zu doppelt so effizient sein, um Licht zu sammeln wie fließende Gitter. Da sie zwischen zwei Glasblättern versiegelt sind, sind die holographischen Gitter sehr vielseitig und dauern möglicherweise Jahrzehnte, bevor sie ersetzt werden müssen.[8]

Licht verteilt durch das Gitter oder Prisma in a Spektrograph Kann von einem Detektor aufgezeichnet werden. Historisch, Fotografie wurden weit verbreitet, um Spektren aufzuzeichnen, bis elektronische Detektoren entwickelt wurden, und heute sind heute optische Spektrographen Geräte für Ladeberechnen (CCDs). Die Wellenlängenskala eines Spektrums kann sein kalibriert durch Beobachten des Spektrums von Emissionslinien von bekannter Wellenlänge von a Gasentleuchtenlampe. Das Fluss Die Skala eines Spektrums kann durch Vergleich mit einer Beobachtung eines Standardsterns mit Korrekturen für die atmosphärische Absorption von Licht als Funktion der Wellenlänge kalibriert werden. Dies ist bekannt als als Spektrophotometrie.[9]

Funkspektroskopie

Radioastronomie wurde mit der Arbeit von gegründet Karl Jansky in den frühen 1930er Jahren, während er für die Arbeit für Bell Labs. Er baute eine Funkantenne, um potenzielle Interferenzquellen für transatlantische Funkübertragungen zu untersuchen. Eine der Lärmquellen entdeckte nicht aus der Erde, sondern aus der Mitte des Milchstraßein der Konstellation Schütze.[10] 1942, Js hey erfasste die Funkfrequenz der Sonne mit militärischen Radarempfängern.[1]: 26 Die Funkspektroskopie begann mit der Entdeckung der 21-Zentimeter H i Linie 1951.

Radio -Interferometrie

Radio -Interferometrie wurde 1946 als Pionierarbeit geleistet, wann Joseph Lade Pawsey, Ruby Payne-Scott und Lindsay McCready benutzte a einzelne Antenne auf einer Meeresklippe 200 MHz Sonnenstrahlung beobachten. Zwei einfallende Strahlen, einer direkt von der Sonne und der andere von der Meeresoberfläche reflektierten, erzeugten die notwendige Störung.[11] Das erste Interferometer mit Multi-Rezeption wurde im selben Jahr von gebaut Martin Ryle und vonberg.[12][13] Im Jahr 1960, Ryle und Antony Hewish veröffentlichte die Technik von Blendensynthese Analyse der Interferometerdaten.[14] Der Apertur -Syntheseprozess, der beinhaltet Autokorrelation und Diskrete Fourier -Transformation Das eingehende Signal erholt sowohl die räumliche als auch die Frequenzvariation des Flusses.[15] Das Ergebnis ist a 3D -Bild deren dritte Achse ist Frequenz. Für diese Arbeit wurden Ryle und Hewish gemeinsam mit dem 1974 ausgezeichnet Nobelpreis für Physik.[16]

Röntgenspektroskopie

Hauptartikel: Röntgenastronomie

Sterne und ihre Eigenschaften

Continuous spectrum
Kontinuierliches Spektrum
Emission lines
Emissionslinien (diskretes Spektrum)
Absorption lines
Absorptionsleitungen (diskretes Spektrum)

Chemische Eigenschaften

Newton verwendete ein Prisma, um weißes Licht in ein Farbspektrum aufzuteilen, und Fraunhofers hochwertige Prismen ermöglichte es Wissenschaftlern, dunkle Linien eines unbekannten Ursprungs zu sehen. In den 1850er Jahren, Gustav Kirchhoff und Robert Bunsen beschrieb die Phänomene hinter diesen dunklen Linien. Heiße feste Objekte erzeugen Licht mit a kontinuierliches Spektrum, heiße Gase emittieren Licht an bestimmten Wellenlängen, und heiße feste Objekte, die von kühleren Gasen umgeben sind, zeigen ein nahezu kontinuierliches Spektrum mit dunklen Linien, die den Emissionsleitungen der Gase entsprechen.[5]: 42–44[17] Durch Vergleich der Absorptionsleitungen der Sonne mit Emissionsspektren Von bekannten Gasen kann die chemische Zusammensetzung von Sternen bestimmt werden.

Der Bürgermeister Fraunhofer Linienund die Elemente, mit denen sie assoziiert sind, erscheinen in der folgenden Tabelle. Bezeichnungen von Anfang an Balmer -Serie sind in Klammern gezeigt.

Bezeichnung Element Wellenlänge (nm))
y O2 898.765
Z O2 822.696
EIN O2 759.370
B O2 686.719
C (Hα) H 656.281
a O2 627.661
D1 N / A 589.592
D2 N / A 588.995
D3 oder d Er 587.5618
e Hg 546.073
E2 Fe 527.039
b1 Mg 518.362
b2 Mg 517.270
b3 Fe 516.891
b4 Mg 516.733
Bezeichnung Element Wellenlänge (nm))
c Fe 495.761
F (Hβ) H 486.134
d Fe 466.814
e Fe 438.355
G '(Hγ) H 434.047
G Fe 430.790
G Ca. 430.774
H (Hδ) H 410.175
H Ca.+ 396.847
K Ca.+ 393.368
L Fe 382.044
N Fe 358.121
P Ti+ 336.112
T Fe 302.108
t Ni 299.444

Nicht alle Elemente in der Sonne wurden sofort identifiziert. Zwei Beispiele sind unten aufgeführt.

  • 1868 Norman Lockyer und Pierre Janssen unabhängig beobachtete eine Linie neben dem Natrium -Dublett (D. D.1 und d2) Welcher Lockyer entschied als neues Element. Er nannte es HeliumAber erst 1895 wurde das Element auf der Erde gefunden.[5]: 84–85
  • 1869 die Astronomen Charles Augustus Young und William Harkness unabhängig beobachtete eine neue grüne Emissionslinie in der Suns Corona Während einer Sonnenfinsternis. Dieses "neue" Element wurde falsch benannt Koronium, wie es nur in der Korona gefunden wurde. Erst in den 1930er Jahren Walter Grotrian und Bengt Edlén entdeckte, dass die Spektrallinie bei 530,3 nm zu verdanken war hoch ionisiert Eisen (Fe13+).[18] Andere ungewöhnliche Linien im koronalen Spektrum werden ebenfalls durch hoch aufgeladene Ionen verursacht, wie z. Nickel und Kalziumdie hohe Ionisation ist auf die extreme Temperatur der Temperatur zurückzuführen Solar Corona.[1]: 87, 297

Bisher wurden mehr als 20 000 Absorptionsleitungen für die aufgeführt Sonne Zwischen 293,5 und 877,0 nm wurden jedoch nur ungefähr 75% dieser Linien mit der elementaren Absorption verbunden.[1]: 69

Durch Analyse der Breite jeder Spektrallinie in einem Emissionsspektrum können sowohl die in einem Stern vorhandenen Elemente als auch ihre relativen Häufigkeiten bestimmt werden.[7] Mit diesen Informationsstern können Sterne eingeteilt werden in Sternpopulationen; Bevölkerungssterne sind die jüngsten Sterne und haben den höchsten Metallgehalt (unsere Sonne ist ein Pop -I -Star), während die Population III -Sterne die ältesten Sterne mit einem sehr niedrigen Metallgehalt sind.[19][20]

Temperatur und Größe

Schwarze Körperkurven für verschiedene Temperaturen.

1860 Gustav Kirchhoff schlug die Idee von a vor Schwarzer Körper, ein Material, das elektromagnetische Strahlung nach allen Wellenlängen emittiert.[21][22] 1894 Wilhelm Wien leitet einen Ausdruck ab, der die Temperatur (t) eines schwarzen Körpers auf seine Spitzenemissionswellenlänge (λ) bezieht (λMax).[23]

b ist ein Konstante der Verhältnismäßigkeit genannt Wiens Verschiebungskonstante, gleicht 2.897771955...×10–3morben.[24] Diese Gleichung heißt Wiens Gesetz. Durch Messen der Spitzenwellenlänge eines Sterns kann die Oberflächentemperatur bestimmt werden.[17] Wenn beispielsweise die Spitzenwellenlänge eines Sterns 502 nm beträgt, beträgt die entsprechende Temperatur 5778 Kelvins.

Das Helligkeit eines Sterns ist ein Maß für die elektromagnetische Energie Ausgabe in einer bestimmten Zeit.[25] Die Leuchtkraft (L) kann mit der Temperatur (t) eines Sterns von zusammenhängen

,

wo r der Radius des Sterns ist und σ das ist das Stefan -Boltzmann konstant, mit einem Wert von 5.670374419...×10–8Woge–2≤K–4.[26] Wenn sowohl Leuchtkraft als auch Temperatur (über direkte Messung und Berechnung) bekannt sind, kann der Radius eines Sterns bestimmt werden.

Siehe auch: Helligkeit und Größe (Astronomie)

Galaxien

Die Spektren von Galaxien Sieht ähnlich wie Sternspektren, wie sie aus dem kombinierten Licht von Milliarden von Sternen bestehen.

Doppler -Verschiebungsstudien von Galaxy Cluster durch Fritz Zwicky 1937 stellte sich fest, dass sich die Galaxien in einem Cluster viel schneller bewegten, als aus der Masse des aus dem sichtbaren Licht abgeleiteten Cluster möglich zu sein schienen. Zwicky stellte die Hypothese auf, dass es in den Galaxienclustern, die als bekannt wurden Dunkle Materie.[27] Seit seiner Entdeckung haben Astronomen festgestellt, dass ein großer Teil der Galaxien (und den größten Teil des Universums) aus dunkler Materie besteht. Im Jahr 2003 jedoch vier Galaxien (NGC 821, NGC 3379, NGC 4494 und NGC 4697) Es wurde festgestellt, dass es wenig bis gar keine dunkle Materie hat, die die Bewegung der in ihnen enthaltenen Sterne beeinflusst; Der Grund für den Mangel an dunkler Materie ist unbekannt.[28]

In den 1950er Jahren wurde festgestellt, dass starke Radioquellen mit sehr schwachen, sehr roten Objekten assoziiert sind. Als das erste Spektrum eines dieser Objekte eingenommen wurde, gab es Absorptionslinien bei Wellenlängen, bei denen keiner erwartet wurde. Es wurde bald festgestellt, dass das, was beobachtet wurde, ein normales galaktisches Spektrum war, aber stark rot verschoben wurde.[29][30] Diese wurden benannt quasi-stellare Radioquellen, oder Quasare, durch Hong-yee Chiu 1964.[31] Es wird angenommen Schwarze Löcher.[30]

Die Eigenschaften einer Galaxie können auch durch Analyse der in ihnen gefundenen Sterne bestimmt werden. NGC 4550Eine Galaxie im Virgo -Cluster hat einen großen Teil seiner Sterne, die sich in der entgegengesetzten Richtung drehen, wie der andere Teil. Es wird angenommen, dass die Galaxie die Kombination von zwei kleineren Galaxien ist, die sich in entgegengesetzte Richtungen zueinander drehten.[32] Helle Sterne in Galaxien können auch dazu beitragen, die Entfernung zu einer Galaxie zu bestimmen, was eine genauere Methode sein kann als Parallaxe oder Standardkerzen.[33]

Interstellares Medium

Hauptartikel: Interstellares Medium

Das interstellare Medium ist Materie, das den Raum zwischen sich nimmt Sternensysteme in einer Galaxie. 99% dieser Angelegenheit sind gasförmig - Wasserstoff, Heliumund kleinere Mengen anderer ionisierter Elemente wie z. Sauerstoff. Die anderen 1% sind Staubpartikel, die hauptsächlich angesehen werden Graphit, Silikateund ices.[34] Staub- und Gaswolken werden als bezeichnet Nebel.

Es gibt drei Haupttypen von Nebel: Absorption, Betrachtung, und Emission Nebel. Absorptions- (oder dunkle) Nebel bestehen aus Staub und Gas in solchen Mengen, die sie das Sternenlicht hinter ihnen verdecken, und machen Photometrie schwierig. Reflexionsnebel, wie ihr Name schon sagt, reflektieren das Licht der nahe gelegenen Sterne. Ihre Spektren sind die gleichen wie die Sterne, die sie umgeben, obwohl das Licht blauer ist; Kürzere Wellenlängen streuen besser als längere Wellenlängen. Emissionsnebel emittieren das Licht in bestimmten Wellenlängen in Abhängigkeit von ihrer chemischen Zusammensetzung.[34]

Gasemissionsnebel

In den frühen Jahren der astronomischen Spektroskopie waren Wissenschaftler durch das Spektrum von gasförmigen Nebeln verwirrt. 1864 William Huggins stellte fest, dass viele Nebel nur Emissionslinien zeigten und nicht ein volles Spektrum wie Sterne. Aus der Arbeit von Kirchhoff kam er zu dem Schluss, dass Nebel "riesige Massen von leuchtendem Gas oder Dampf" enthalten muss.[35] Es gab jedoch mehrere Emissionslinien, die nicht mit einem terrestrischen Element in Verbindung gebracht werden konnten, was unter ihnen bei 495,9 nm und 500,7 nm am hellsten ist.[36] Diese Zeilen wurden auf ein neues Element zurückgeführt, Nebulium, bis um Ira Bowen Ermittelt 1927, dass die Emissionsleitungen aus stark ionisiertem Sauerstoff stammten (o+2).[37][38] Diese Emissionsleitungen konnten in einem Labor nicht repliziert werden, weil sie es sind Verbotene Linien; Die niedrige Dichte eines Nebels (ein Atom pro Kubikzentimeter)[34] gestattet metastabil Ionen zum Verfall über verbotene Linienemissionen und nicht über Kollisionen mit anderen Atomen.[36]

Nicht alle Emissionsnebel sind in der Nähe oder in der Nähe von Sternen vorhanden, bei denen die Sonnenerwärmung Ionisierung verursacht. Der Großteil der gasförmigen Emissionsnebel besteht aus neutralem Wasserstoff. In dem Grundzustand Neutraler Wasserstoff hat zwei möglich Spinzustände: das Elektron hat entweder den gleichen Dreh oder den entgegengesetzten Dreh der Proton. Wenn das Atom zwischen diesen beiden Zuständen übergeht, freisetzt es eine Emissions- oder Absorptionslinie von 21 cm.[34] Diese Zeile befindet sich im Funkbereich und ermöglicht sehr genaue Messungen:[36]

  • Geschwindigkeit der Wolke kann durch gemessen werden Doppler -Verschiebung
  • Die Intensität der 21 -cm -Linie ergibt die Dichte und Anzahl der Atome in der Wolke
  • Die Temperatur der Wolke kann berechnet werden

Mit diesen Informationen wurde festgestellt, dass die Form der Milchstraße a ist SpiralgalaxieObwohl die genaue Anzahl und Position der Spiralarme Gegenstand laufender Forschung ist.[39]

Komplexe Moleküle

Hauptartikel: Liste der interstellaren und zielheitsbezogenen Moleküle

Staub und Moleküle im interstellaren Medium verdecken nicht nur die Photometrie, sondern verursachen auch Absorptionsleitungen in der Spektroskopie. Ihre spektralen Merkmale werden durch Übergänge von Komponentenelektronen zwischen verschiedenen Energieniveaus oder durch Rotations- oder Schwingungsspektren erzeugt. Der Nachweis tritt normalerweise in Funk-, Mikrowellen- oder Infrarotteilen des Spektrums auf.[40] Die chemischen Reaktionen, die diese Moleküle bilden, können in kalten, diffusen Wolken auftreten[41] oder in dichten Regionen beleuchtet mit Ultraviolett hell.[42] Die meisten bekannten Verbindungen im Weltraum sind organisch, von kleinen Molekülen, z. Acetylen C2H2 und Aceton (CH3)2Co;[43] zu ganzen Klassen von großem Molekül, z. Fullerenes[42] und polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe; zu Feststoffen, wie z. Graphit oder andere rußig Material.[44]

Bewegung im Universum

Rotverschiebung und Blueshift

Sterne und interstellare Gas sind an die Schwerkraft gebunden, um Galaxien zu bilden, und Gruppen von Galaxien können an Schwerkraft in gebunden sein Galaxy Cluster.[45] Mit Ausnahme von Sternen in der Milchstraße und die Galaxien in der Lokale GruppeFast alle Galaxien ziehen uns aufgrund der von uns weg Erweiterung des Universums.[18]

Doppler -Effekt und Rotverschiebung

Die Bewegung von Sternobjekten kann durch Betrachtung ihres Spektrums bestimmt werden. Wegen dem Doppler-Effekt, Objekte, die sich auf uns bewegen, sind Bluesschiffeund Objekte, die sich entfernen, sind rotverschoben. Die Wellenlänge des rotverschobenen Lichts ist länger und erscheint Redder als die Quelle. Umgekehrt ist die Wellenlänge des Blueshift -Lichts kürzer und erscheint blauer als das Quelllicht:

wo ist die emittierte Wellenlänge, ist die Geschwindigkeit des Objekts, und ist die beobachtete Wellenlänge. Beachten Sie, dass V <0 λ <λ entspricht0, eine Blueshaltwellenlänge. Eine rotverschobene Absorptions- oder Emissionslinie erscheint mehr zum roten Ende des Spektrums als eine stationäre Linie. 1913 Vesto Slipher bestimmte die Andromeda Galaxy Wurde Bluesschiffe, was bedeutet, dass es sich in Richtung Milchstraße bewegte. Er verzeichnete die Spektren von 20 anderen Galaxien - alle bis auf 4, die rotverschoben waren - und konnte ihre Geschwindigkeiten im Vergleich zur Erde berechnen. Edwin Hubble würde diese Informationen später sowie seine eigenen Beobachtungen verwenden, um zu definieren Hubble's Gesetz: Je weiter eine Galaxie von der Erde ist, desto schneller bewegt sie sich von uns weg.[18][46] Das Hubble -Gesetz kann verallgemeinert werden auf

wo ist die Geschwindigkeit (oder Hubble -Fluss), ist der Hubble -Konstante, und ist die Entfernung von der Erde.

Rotverschiebung (z) kann durch die folgenden Gleichungen ausgedrückt werden:[47]

Berechnung von Rotverschiebung,
Basierend auf der Wellenlänge Basierend auf der Frequenz

In diesen Gleichungen wird die Frequenz durch gekennzeichnet und Wellenlänge durch . Je größer der Wert von z ist, desto mehr rotes das Licht und desto weiter entfernt ist das Objekt von der Erde. Ab Januar 2013 wurde die größte Galaxie -Rotverschiebung von Z ~ 12 verwendet Hubble Ultra-tiefe Feldentspricht einem Alter von über 13 Milliarden Jahren (das Universum beträgt ungefähr 13,82 Milliarden Jahre).[48][49][50]

Der Doppler -Effekt und das Hubble -Gesetz können kombiniert werden, um die Gleichung zu bilden, wo c die Lichtgeschwindigkeit ist.

Eigenartige Bewegung

Objekte, die gravitativ gebunden sind, drehen sich um einen gemeinsamen Massenzentrum. Für Sternkörper ist diese Bewegung als bekannt als besondere Geschwindigkeitund kann den Hubble -Fluss verändern. Somit muss ein zusätzlicher Begriff für die besondere Bewegung zum Hubble -Gesetz hinzugefügt werden:[51]

Diese Bewegung kann bei der Betrachtung eines solaren oder galaktischen Spektrums Verwirrung verursachen, da die erwartete Rotverschiebung, die auf dem einfachen Hubble -Gesetz basiert, durch die eigenartige Bewegung verdeckt wird. Zum Beispiel die Form und Größe des Jungfrau Cluster Es war eine Frage der großen wissenschaftlichen Prüfung aufgrund der sehr großen besonderen Geschwindigkeiten der Galaxien im Cluster.[52]

Binäre Sterne

Zwei Sterne unterschiedlicher Größe, die den Massenzentrum umkreisen. Das Spektrum ist je nach Position und Geschwindigkeit der Sterne zu sehen.

So wie Planeten gravitativ an Sterne gebunden werden können, können sich Paare von Sternen umkreisen. Etwas Binäre Sterne sind visuelle Binärdateien, was bedeutet, dass sie sich gegenseitig durch ein Teleskop umkreisen können. Einige binäre Sterne sind jedoch zu nahe beieinander, um es zu sein Aufgelöst.[53] Diese beiden Sterne zeigen, wenn sie durch ein Spektrometer betrachtet werden, ein Verbundspektrum: Das Spektrum jedes Sterns wird zusammengefügt. Dieses zusammengesetzte Spektrum ist leichter zu erkennen, wann die Sterne ähnlich und unterschiedlich sind Spektralklasse.[54]

Spektroskopische Binärdateien kann auch aufgrund ihrer erkannt werden Radialgeschwindigkeit; Während sie sich umeinander umkreisen, kann sich ein Stern in Richtung der Erde bewegen, während sich der andere Weg bewegt, was zu einer Doppler -Verschiebung im Verbundspektrum führt. Das Orbitalebene des Systems bestimmt die Größe der beobachteten Verschiebung: Wenn der Beobachter senkrecht zur Orbitalebene aussieht, gibt es keine beobachtete radiale Geschwindigkeit.[53][54] Zum Beispiel, wenn Sie sich a ansehen Karussell Von der Seite sehen Sie die Tiere, die sich von Ihnen in Richtung und von Ihnen bewegen, während Sie sich nur in der horizontalen Ebene bewegen.

Planeten, Asteroiden und Kometen

Planeten, Asteroiden, und Kometen Alle reflektieren Licht von ihren Elternstars und emittieren ihr eigenes Licht. Für kühlere Objekte, einschließlich Sonnensystem Planeten und Asteroiden, der größte Teil der Emission ist bei Infrarotwellenlängen, die wir nicht sehen können, aber diese werden routinemäßig mit gemessen Spektrometer. Für Objekte, die von Gas wie Kometen und Planeten mit Atmosphären umgeben sind, tritt eine weitere Emission und Absorption bei bestimmten Wellenlängen im Gas auf und prägt das Spektrum des Gases auf dem des festen Objekts. Im Fall von Welten mit dicken Atmosphären oder vollständigen Wolkendecke (wie die Gasriesen, Venus, und SaturnSatelliten Titan) Das Spektrum ist hauptsächlich oder vollständig auf die Atmosphäre zurückzuführen.[55]

Planeten

Das reflektierte Licht eines Planeten enthält Absorptionsbanden durch Mineralien In den Felsen für felsige Körper oder aufgrund der in der Atmosphäre vorhandenen Elemente und Moleküle. Bisher über 3.500 Exoplaneten wurden entdeckt. Dazu gehören sogenannte Heiße Jupitersowie erdartige Planeten. Unter Verwendung von Spektroskopie wurden Verbindungen wie Alkali -Metalle, Wasserdampf, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid und Methan entdeckt.[56]

Asteroiden

Asteroiden können gemäß ihren Spektren in drei Haupttypen eingeteilt werden. Die ursprünglichen Kategorien wurden 1975 von Clark R. Chapman, David Morrison und Ben Zellner erstellt und von weiter erweitert von David J. Tholen im Jahr 1984. in dem, was heute als das bekannt ist THOLEN -Klassifizierung, das C-Type sind aus kohlenstoffhaltigem Material hergestellt, S-Type bestehen hauptsächlich aus Silikate, und X-Type sind "metallisch". Es gibt andere Klassifikationen für ungewöhnliche Asteroiden. Asteroiden vom C- und S-Typ sind die häufigsten Asteroiden. Im Jahr 2002 wurde die THOLEN -Klassifizierung weiter "weiterentwickelt" in die Smass -KlassifizierungErweiterung der Anzahl der Kategorien von 14 auf 26, um eine genauere spektroskopische Analyse der Asteroiden zu berücksichtigen.[57][58]

Kometen

Optisches Spektrum von Komet Hyakutake.

Die Spektren der Kometen bestehen aus einem reflektierten Sonnenspektrum aus den staubigen Wolken, die den Kometen umgeben Fluoreszenz durch Sonnenlicht und/oder chemische Reaktionen. Zum Beispiel die chemische Zusammensetzung von Komet ison[59] wurde durch Spektroskopie aufgrund der prominenten Emissionslinien von Cyanogen (CN) sowie zwei- und drei Kohlenstoffatomen (C (C) bestimmt2 und C3).[60] In der Nähe von Kometen können sogar in Röntgen Koma sind neutralisiert. Die Cometary Röntgenspektren spiegeln daher eher den Zustand des Sonnenwinds als den des Kometen wider.[61]

Siehe auch

Verweise

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