Astronomická spektroskopie

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 25. ledna 2021; kontroly vyžadují 14 úprav .

Astronomická spektroskopie  je odvětví astronomie , které používá metody spektroskopie k měření spektra elektromagnetického záření , včetně viditelného záření , které je vyzařováno hvězdami a jinými nebeskými objekty. Spektrum hvězd může odhalit mnoho vlastností hvězd, jako je jejich chemické složení, teplota, hustota, hmotnost, vzdálenost, svítivost a relativní pohyb, prostřednictvím měření Dopplerova posunu . Spektroskopie se také používá ke studiu fyzikálních vlastností mnoha dalších typů nebeských objektů, jako jsou planety , mlhoviny , galaxie a aktivní galaktická jádra .

Základy

Astronomická spektroskopie se používá k měření tří hlavních pásem záření: viditelného spektra , rádia a rentgenového záření . Zatímco veškerá spektroskopie se zaměřuje na specifické oblasti spektra, k získání signálu v závislosti na frekvenci jsou zapotřebí různé metody. Ozón (O 3 ) a molekulární kyslík (O 2 ) absorbují světlo o vlnových délkách až 300  nm , což znamená, že rentgenová a ultrafialová spektroskopie vyžaduje použití satelitního dalekohledu nebo raketových detektorů [1] s. 27 . Rádiové signály vyzařují na mnohem delších vlnových délkách než optické signály a vyžadují použití antén nebo rádiových přijímačů . Infračervené záření je absorbováno atmosférickou vodou a oxidem uhličitým , takže ačkoliv je zařízení podobné tomu, které se používá v optické spektroskopii, je nutné, aby satelity zaznamenaly většinu infračerveného spektra [2] .

Optická spektroskopie

Fyzici studovali sluneční spektrum od doby, kdy Isaac Newton poprvé použil jednoduchý hranol k pozorování vlastností světla při lomu [3] . Na počátku 19. století Joseph von Fraunhofer využil své dovednosti skláře k vytvoření velmi čistých hranolů, což mu umožnilo pozorovat 574 tmavých čar ve zdánlivě spojitém spektru [4] . Krátce nato spojil dalekohled a hranol, aby pozoroval spektrum Venuše , Měsíce , Marsu a různých hvězd, jako je Betelgeuse ; jeho společnost pokračovala ve výrobě a prodeji vysoce kvalitních refrakčních dalekohledů založených na jeho původních konstrukcích až do svého uzavření v roce 1884 [5] s. 28-29 .

Rozlišení hranolu je omezeno jeho velikostí; větší hranol poskytne detailnější spektrum, ale nárůst hmotnosti jej činí nevhodným pro vysoce přesné pozorování [6] . Tento problém vyřešil počátkem 20. století vývojem vysoce kvalitních reflexních mřížek J. Plaskett , str.[5]KanaděvOttawěvDominion Observatorykterý pracoval na závisí na indexech lomu materiálů a vlnové délce světla [7] . Vytvořením „lámavé“ mřížky, která využívá velké množství paralelních zrcadel, lze zaostřit a vykreslit malý zlomek světla. Tyto nové spektroskopy produkovaly detailnější obrazy než hranol, vyžadovaly méně světla a mohly být zaostřeny na konkrétní oblast spektra nakloněním mřížky [6] .

Omezením refrakční mřížky je šířka zrcadel, která lze ostřit pouze do té míry, že dojde ke ztrátě ohniska; maximum je asi 1000 řádků/ mm . K překonání tohoto omezení byly vyvinuty holografické mřížky. Objemové fázové holografické mřížky využívají tenký film dichromové želatiny na skleněném povrchu, který je následně vystaven vlnové interferenci generované interferometrem . Tento vlnový vzor vytváří odrazový vzor podobný refrakčním mřížkám, ale využívá Braggovu podmínku , tedy proces, ve kterém úhel odrazu závisí na uspořádání atomů v želatině . Holografické mřížky mohou mít až 6000 linek/ mm a dokážou sbírat světlo dvakrát efektivněji než refrakční mřížky. Protože jsou utěsněny mezi dvěma tabulemi skla, jsou holografické mřížky velmi univerzální a potenciálně vydrží desítky let, než bude nutné je vyměnit [8] .

Světlo rozptýlené mřížkou nebo hranolem ve spektrografu lze detekovat detektorem. Historicky byly fotografické desky široce používány k záznamu spekter, dokud nebyly vyvinuty elektronické detektory a dnes se v optických spektrografech nejčastěji používají zařízení s nábojovou vazbou ( CCD ). Stupnice vlnových délek spektra může být kalibrována pozorováním spektra emisních čar známé vlnové délky z výbojky . Stupnice toku spektra může být kalibrována jako funkce vlnové délky srovnáním s pozorováním standardní hvězdy korigované na atmosférickou absorpci světla; tento proces je známý jako spektrofotometrie [9] .

Radiospektroskopie

Radioastronomie byla založena dílem Karla Janského na počátku 30. let 20. století při práci v Bellových laboratořích . Postavil rádiovou anténu, aby hledal potenciální zdroje rušení pro transatlantické rádiové přenosy. Jeden z objevených zdrojů hluku nepocházel ze Země, ale ze středu Mléčné dráhy v souhvězdí Střelce [10] . V roce 1942 objevil J.S.Hay pomocí vojenských radarových přijímačů rádiovou frekvenci Slunce [1] str. 26 . Rádiová spektroskopie začala objevem 21 cm HI čáry v roce 1951 .

Rádiová interferometrie

Rádiová interferometrie byla poprvé uvedena do provozu v roce 1946 , kdy Joseph Lade Posey , Ruby Payne-Scott a Lindsay McCready použili jedinou anténu na mořském útesu k pozorování slunečního záření o frekvenci 200  MHz . Dva dopadající paprsky, jeden přímo od slunce a druhý odražený od hladiny moře, vytvořily potřebnou interferenci [11] . První multireceiverový interferometr sestrojili ve stejném roce Martin Ryle a Vonberg [12] [13] . V roce 1960 Ryle a Anthony Hewish publikovali techniku ​​aperturní syntézy pro analýzu dat interferometru [14] . Proces syntézy duhovky, který zahrnuje autokorelaci a diskrétní Fourierovu transformaci vstupního signálu, rekonstruuje jak prostorové, tak frekvenční variace toku [15] . Výsledkem je 3D obraz, jehož třetí osou je frekvence. Za tuto práci byli Ryle a Hewish společně oceněni v roce 1974 Nobelovou cenou za fyziku [16] .

Rentgenová spektroskopie

Hvězdy a jejich vlastnosti

Chemické vlastnosti

Newton použil hranol k rozdělení bílého světla na barvy a vysoce kvalitní Fraunhoferovy hranoly umožnily vědcům vidět tmavé čáry neznámého původu. V 50. letech 19. století popsali Gustav Kirchhoff a Robert Bunsen jevy za těmito temnými čarami. Horké pevné objekty produkují světlo se spojitým spektrem , horké plyny vyzařují světlo na určitých vlnových délkách a horké pevné objekty obklopené chladnějšími plyny vykazují téměř spojité spektrum s tmavými čarami odpovídajícími emisním čarám plynů [5] :42–44 [17 ] . Porovnáním absorpčních čar Slunce s emisními spektry známých plynů lze určit chemické složení hvězd .

Hlavní linie Fraunhofer a prvky, se kterými jsou spojeny, jsou uvedeny v následující tabulce. Označení řady Balmer jsou v závorkách.

V současnosti se spektrální čáry označují vlnovou délkou a chemickým prvkem, ke kterému patří. Například Fe I 4383,547 Á označuje čáru neutrálního železa s vlnovou délkou 4383,547 Á. Ale pro nejsilnější linie zůstala zachována označení zaváděná Fraunhoferem. Nejsilnější linie slunečního spektra jsou tedy linie H a K ionizovaného vápníku.

Označení Prvek nebo Připojení Vlnová délka ( Å ) Označení Živel Vlnová délka ( 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 ha _ 6562,81 G' Hγ _ 4340,47
A O2 _ 6276,61 G Fe 4307,90
D1 _ Na 5895,92 G Ca 4307,74
D2 _ Na 5889,95 h H 5 4101,75
D3 nebo d On 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

Symboly Hα, Hβ, Hγ a Hδ v tabulce označují první čtyři řádky Balmerovy řady atomu vodíku . Čáry D 1 a D 2  jsou dobře známý „dublet sodíku“ , dvojice dobře definovaných slunečních čar.

Nutno podotknout, že v literatuře jsou v některých označeních čar rozpory. Symbol d tedy označuje jak modrou čáru železa 4668,14 Á, tak žlutou čáru helia (také označovanou D3 ) 5875,618 Á. Linie e může patřit jak železu, tak rtuti. Aby nedošlo k nejednoznačnosti, musíte vždy uvést prvek, ke kterému čára patří, například "čára e rtuti".

Ne všechny prvky na Slunci byly okamžitě identifikovány. Níže jsou uvedeny dva příklady.

  • V roce 1868 Norman Lockyer a Pierre Jansen nezávisle na sobě pozorovali čáru vedle sodíkového dubletu (D1 a D2), kterou Lockyer identifikoval jako nový prvek. Nazval jej Helium , ale až v roce 1895 byl tento prvek nalezen na Zemi [5] :84–85 ;
  • V roce 1869 astronomové Charles Augustus Young a William Harknessnezávisle na sobě pozoroval novou zelenou emisní čáru ve sluneční koroně během zatmění. Tento „nový“ prvek byl nesprávně pojmenován coronium , protože byl nalezen pouze v koruně. Teprve ve 30. letech 20. století Walter Grotrian a Bengt Edlen zjistili, že spektrální čára o vlnové délce 530,3  nm je způsobena vysoce ionizovaným železem (Fe 13+ ) [18] . Další neobvyklé čáry v koronálním spektru jsou také způsobeny vysoce ionizovanými prvky, jako je nikl a vápník , s vysokou ionizací v důsledku extrémní teploty sluneční koróny [1] :87,297 .

K dnešnímu dni bylo pro Slunce mezi 293,5 a 877,0  nm uvedeno přes 20 000 absorpčních čar , ale pouze asi 75 % těchto čar bylo spojeno s absorpcí prvky [1] :69 .

Analýzou šířky každé spektrální čáry v emisním spektru lze určit jak prvky přítomné ve hvězdě, tak jejich relativní četnost [7] . Pomocí této informace lze hvězdy rozdělit na hvězdné populace ; Hvězdy Populace I jsou nejmladší hvězdy a mají nejvyšší množství kovů (naše Slunce patří k tomuto typu), zatímco hvězdy Populace III jsou nejstarší hvězdy s velmi nízkým zastoupením kovů [19] [20] .

Teplota a velikost

V roce 1860 Gustav Kirchhoff navrhl myšlenku černého tělesa , materiálu, který vyzařuje elektromagnetické záření na všech vlnových délkách [21] [22] . V roce 1894 Wilhelm Vienna odvodil výraz vztahující teplotu (T) černého tělesa k jeho maximální vlnové délce záření (λ max ) [23] :

b  je koeficient úměrnosti , nazývaný Wienova konstanta zkreslení, rovný 2,897771955…× 10 -3  nm • K [24] . Tato rovnice se nazývá Wenův posunovací zákon . Měřením maximální vlnové délky hvězdy lze určit povrchovou teplotu hvězdy [17] . Pokud je například vlnová délka maximálního záření hvězdy 502  nm , odpovídající teplota by byla 5778  K.

Svítivost hvězdy je mírou uvolňování energie záření za určité časové období [25] . Svítivost (L) lze vztáhnout k teplotě (T) hvězdy následovně:

,

kde R je poloměr hvězdy a σ je Stefanova-Boltzmannova konstanta s hodnotou : W·m −2 ·K −4 [26] . Když je tedy známa svítivost a teplota (přímým měřením a výpočtem), lze určit poloměr hvězdy.

Galaxie

Spektra galaxií jsou podobná hvězdným spektrům v tom, že jsou tvořena kombinovaným světlem miliard hvězd.

Fritze Zwickyho studie Dopplerova posunu kup galaxií z roku 1937 ukázaly , že galaxie v kupě se pohybují mnohem rychleji, než by bylo možné z hmotnosti kupy vypočítané z viditelného světla. Zwicky navrhl, že v kupách galaxií musí být hodně nesvítící hmoty, která je nyní známá jako temná hmota [27] . Od jeho objevu astronomové zjistili, že většinu galaxií (a většinu vesmíru) tvoří temná hmota. V roce 2003 však bylo zjištěno, že čtyři galaxie ( NGC 821 , NGC 3379 , NGC 4494 a NGC 4697 ) mají jen málo nebo žádnou temnou hmotu ovlivňující pohyb hvězd, které obsahují; důvod nepřítomnosti temné hmoty není znám [28] .

V 50. letech byly silné rádiové zdroje spojovány s velmi slabými, velmi červenými objekty. Když bylo získáno první spektrum jednoho z těchto objektů, produkoval absorpční čáry na vlnových délkách , kde se žádné neočekávaly. Brzy se ukázalo, že to, co bylo pozorováno, bylo normální spektrum galaxie, ale s velmi rudým posuvem [29] [30] . Byly nazývány kvazi-hvězdnými rádiovými zdroji nebo kvasary , které objevil Hong-Yi Chiu.v roce 1964 [31] . Kvazary jsou nyní považovány za galaxie, které se zformovaly v prvních letech našeho vesmíru, s jejich extrémním energetickým výstupem poháněným supermasivními černými dírami [30] .

Vlastnosti galaxie lze také určit analýzou hvězd, které se v nich nacházejí. NGC 4550 , galaxie v kupě Virgo, má více svých hvězd proti rotaci než ostatní. Předpokládá se, že tato galaxie je kombinací dvou menších galaxií, které se navzájem otáčejí v opačných směrech [32] . Jasné hvězdy v galaxiích mohou také pomoci určit vzdálenost ke galaxii, která může být přesnější než paralaxa nebo standardní svíčky [33] .

Mezihvězdné médium

Mezihvězdné médium je hmota, která zabírá prostor mezi hvězdnými systémy v galaxii. 99 % této hmoty je plynných: vodík , helium a menší množství jiných ionizovaných prvků, jako je například kyslík . Na druhé straně 1 % tvoří prachové částice, složené převážně z grafitu , silikátů a ledu [34] . Oblaka prachu a plynu se nazývají mlhoviny .

Existují tři hlavní typy mlhovin: tmavá mlhovina (aka absorpční mlhovina, aka absorpční mlhovina), reflexní mlhovina a emisní mlhovina . Tmavé mlhoviny jsou tvořeny prachem a plynem v takovém množství, že zakrývají světlo hvězd za nimi, což ztěžuje fotometrii . Reflexní mlhoviny, jak jejich název napovídá, odrážejí světlo blízkých hvězd. Jejich spektra jsou stejná jako u hvězd kolem nich, i když světlo je modřejší; kratší vlnové délky se rozptylují lépe než delší vlnové délky. Emisní mlhoviny vyzařují světlo o určitých vlnových délkách v závislosti na jejich chemickém složení [34] .

Plynné emisní mlhoviny

V prvních letech astronomické spektroskopie byli vědci zmateni spektrem plynných mlhovin. V roce 1864 si William Huggins všiml, že mnoho mlhovin má pouze emisní čáry, nikoli celé spektrum hvězd. Z Kirchhoffových prací dospěl k závěru, že mlhoviny musí obsahovat „obrovské masy světelného plynu nebo páry“ [35] . Existovalo však několik emisních čar, které nemohly být spojeny s žádným pozemským prvkem, nejjasnější z nich jsou čáry s vlnovou délkou 495,9  nm a 500,7  nm [36] . Tyto čáry byly připisovány novému prvku, mlhovině , dokud Ira Bowen v roce 1927 nezjistil, že jde o emisní čáry z vysoce ionizovaného kyslíku (O +2 ) [37] [38] . Tyto emisní čáry nemohou být reprodukovány v laboratoři, protože jsou to zakázané čáry ; nízká hustota mlhoviny (jeden atom na centimetr krychlový) [34] umožňuje rozpad metastabilních iontů zakázanou liniovou emisí spíše než srážky s jinými atomy [36] .

Ne všechny emisní mlhoviny se vyskytují kolem hvězd nebo v jejich blízkosti, kde hvězdné záření způsobuje ionizaci. Většina plynových emisních mlhovin je tvořena neutrálním vodíkem . Ve svém základním stavu má neutrální vodík dva možné spinové stavy: elektron má buď stejný spin jako proton , nebo opačný spin . Při přechodu mezi těmito dvěma stavy atom emituje kvanta elektromagnetického záření nebo absorpce o vlnové délce 21  cm [34] . Tato linka je v dosahu rádia a umožňuje velmi přesná měření [36] :

  • rychlost oblačnosti lze měřit pomocí Dopplerova posuvu ;
  • intenzita čáry při vlnové délce 21  cm udává hustotu a počet atomů v oblaku;
  • můžete také vypočítat teplotu oblaku.

Pomocí těchto informací byl tvar Mléčné dráhy určen jako spirální galaxie , ačkoli přesný počet a poloha spirálních ramen je předmětem probíhajícího výzkumu [39] .

Komplexní molekuly

Prach a molekuly v mezihvězdném prostředí nejen interferují s fotometrií, ale také způsobují, že se ve spektroskopii objevují absorpční čáry. Jejich spektrální vlastnosti jsou generovány přechody jednotlivých elektronů mezi různými energetickými hladinami nebo rotačními či vibračními pohyby. Detekce obvykle probíhá v rádiovém , mikrovlnném nebo infračerveném rozsahu spektra [40] . Chemické reakce, které tvoří tyto molekuly, mohou probíhat v chladných difúzních mracích [41] nebo v hustých oblastech osvětlených ultrafialovým světlem [42] . Polycyklické aromatické uhlovodíky , jako je acetylen (C 2 H 2 ), se obvykle shlukují a vytvářejí grafit nebo jiný materiál podobný sazím [43] , byly také nalezeny další organické molekuly , jako je aceton ((CH 3 ) 2 CO) [44] a buckminsterfullereny( C60 a C70 ) [ 42 ] .

Pohyb ve vesmíru

Hvězdy a mezihvězdný plyn jsou vázány gravitací a tvoří galaxie a skupiny galaxií mohou být gravitací vázány do kup galaxií [45] . S výjimkou hvězd v Mléčné dráze a galaxií v Místní skupině se téměř všechny galaxie od nás vzdalují v důsledku rozpínání vesmíru [18] .

Dopplerův efekt a červený posuv

Pohyb hvězdných objektů lze určit z jejich spektra . Vlivem Dopplerova jevu jsou objekty pohybující se směrem k nám posunuty na modrou stranu a objekty pohybující se od nás jsou posunuty na červenou stranu . Vlnová délka světla s červeným posunem je delší a jeví se červenější než zdroj. Naopak vlnová délka modrého světla je kratší a jeví se modřeji než u původního světla:

kde  je emitovaná vlnová délka,  je rychlost objektu a  je pozorovaná vlnová délka. Všimněte si, že v< 0 odpovídá λ< λ0, vlnové délce modrého posuvu. Červená posunutá absorpční nebo emisní čára se objeví blíže k červenému konci spektra než stacionární čára. V roce 1913 Westo Slifer zjistil, že galaxie v Andromedě má modrý posun, což znamená, že se pohybuje směrem k Mléčné dráze. Zaznamenal spektra 20 dalších galaxií, z nichž všechny byly až na 4 s červeným posuvem, a byl schopen vypočítat jejich rychlosti vzhledem k Zemi. Edwin Hubble později použil tyto informace, stejně jako svá vlastní pozorování, k určení Hubbleova zákona : čím dále je galaxie od Země, tím rychleji se od nás vzdaluje [18] [46] . Hubbleův zákon lze popsat vzorcem:

kde  je rychlost (neboli Hubbleův tok),  je Hubbleova konstanta a  je vzdálenost od Země. Červený posuv (z) lze vyjádřit následujícími rovnicemi [47] :

Výpočet červeného posuvu,
V závislosti na vlnové délce V závislosti na frekvenci
V těchto rovnicích je pozorovaná vlnová délka označena jako , vyzařovaná vlnová délka jako a, pozorovaná frekvence jako a vyzařovaná frekvence jako .

Čím větší je hodnota z, tím více je světlo posunuto a tím dále je objekt od Země. V lednu 2013 byl pomocí Hubbleova ultra hlubokého pole detekován největší rudý posuv galaxií v oblasti z ~ 12, což odpovídá stáří více než 13 miliard let (stáří vesmíru je přibližně 13,82 miliard let) [ 48 ] [49] [50] . Další podrobnosti naleznete zde .

Dopplerův jev a Hubbleův zákon lze spojit do rovnice z = , kde c je rychlost světla .

Zvláštní pohyb

Předměty, které jsou vázány gravitací, se budou otáčet kolem společného těžiště. U hvězdných těles je tento pohyb známý jako zvláštní rychlost a může změnit tok Hubblea. K Hubbleovu zákonu je tedy třeba přidat další termín pro zvláštní pohyb [51] :

Tento pohyb může způsobit zmatek při pohledu na sluneční nebo galaktické spektrum, protože očekávaný rudý posuv, založený na jednoduchém Hubbleově zákonu, bude zakryt zvláštním pohybem. Například tvar a velikost kupy v Panně byly předmětem vážného vědeckého výzkumu kvůli velmi velkým zvláštním rychlostem galaxií v kupě [52] .

Dvojité hvězdy

Stejně jako planety mohou být gravitačně vázány na hvězdy, dvojice hvězd se mohou kolem sebe otáčet. Některé dvojhvězdy jsou vizuální dvojhvězdy , což znamená, že je lze pozorovat, jak obíhají kolem sebe dalekohledem . Některé dvojhvězdy jsou však příliš blízko u sebe, než aby je bylo možné rozlišit [53] . Tyto dvě hvězdy při pozorování spektrometrem ukážou složené spektrum: spektrum každé hvězdy bude složité. Toto složené spektrum je snadněji detekovatelné, když mají hvězdy stejnou svítivost a různé spektrální typy [54] .

Spektrální dvojhvězdy lze také detekovat jejich radiální rychlostí ; jak obíhají kolem sebe, jedna hvězda se může pohybovat směrem k Zemi, zatímco druhá se vzdaluje, což způsobuje Dopplerův posun ve složeném spektru . Orbitální rovina systému určuje velikost pozorovaného posunu: pokud se pozorovatel dívá kolmo k rovině oběžné dráhy, nebude pozorována žádná radiální rychlost [53] [54] . Když se například podíváte na kolotoč ze strany, uvidíte, jak se zvířátka pohybují směrem k vám a od vás, zatímco když se podíváte přímo shora, budou se pohybovat pouze v horizontální rovině.

Planety, planetky a komety

Planety , asteroidy a komety odrážejí světlo svých mateřských hvězd a vyzařují své vlastní světlo. U chladnějších objektů, včetně planet ve Sluneční soustavě a asteroidů , je většina záření na infračervených vlnových délkách, které nevidíme, ale běžně se měří pomocí spektrometrů . U objektů obklopených plynným obalem, jako jsou komety a planety s atmosférou, dochází k emisi a absorpci při určitých vlnových délkách v plynu , což otiskuje spektrum plynu do spektra pevné látky. V případě planet s hustou atmosférou nebo plnou oblačností (jako jsou plynní obři , Venuše a Saturnův měsíc Titan ) závisí spektrum z velké části nebo zcela pouze na atmosféře [55] .

Planety

Odražené planetární světlo obsahuje absorpční pásy v důsledku minerálů v horninách přítomných ve skalních tělesech nebo v důsledku prvků a molekul přítomných v atmosféře. K dnešnímu dni bylo objeveno více než 3500 exoplanet . Patří mezi ně takzvané horké Jupitery a také pozemské planety . Sloučeniny jako alkalické kovy , vodní pára, oxid uhelnatý , oxid uhličitý a metan byly detekovány pomocí spektroskopie [56] .

Asteroidy

Podle spektra lze asteroidy rozdělit do tří hlavních typů. Původní kategorie byly vytvořeny v roce 1975 Clarkem R. Chapmanem, Davidem Morrisonem a Benem Zellnerem a rozšířeny v roce 1984 Davidem J. Tolenem . V tom, co je nyní známé jako Tholenova klasifikace : Asteroidy typu C jsou složeny z uhlíkatého materiálu. , asteroidy typu S jsou složeny především z křemičitanů , zatímco asteroidy typu X jsou „kovové“. Existují další klasifikace neobvyklých asteroidů. Asteroidy typu C a S jsou nejběžnějšími typy asteroidů. V roce 2002 byla Tolenova klasifikace dále „transformována“ do klasifikace SMASS , čímž se zvýšil počet kategorií ze 14 na 26, aby se přizpůsobila přesnější spektroskopické analýze asteroidů [57] [58] .

Komety

Spektra komet se skládají z odraženého slunečního spektra od prachového obalu obklopujícího kometu, jakož i emisních čar atomů plynu a molekul excitovaných k fluorescenci slunečním zářením a/nebo chemickými reakcemi . Například chemické složení komety ISON [59] bylo stanoveno pomocí spektroskopie kvůli výrazným emisním čarám kyanidů (CN) a také dvouatomového a tříatomového uhlíku (C 2 a C 3 ). [60] . Blízké komety lze dokonce vidět v rentgenovém záření , protože ionty slunečního větru létající do kómatu jsou zrušeny. Rentgenová spektra komet proto odrážejí stav slunečního větru , nikoli stav komety [61] .

Viz také

Zdroje

  1. ↑ 1 2 3 4 Foukal, Peter V. Sluneční astrofyzika : [ ang. ] . - Weinheim: Wiley VCH, 2004. - S. 69. - ISBN 3-527-40374-4 .
  2. ↑ Cool Cosmos - Infrared Astronomy  (anglicky)  (nedostupný odkaz) . Kalifornský technologický institut . Získáno 23. října 2013. Archivováno z originálu 11. října 2018.
  3. ↑ Newton, Isaac. Optika: Aneb, Pojednání o odrazech, lomech, ohybech a barvách světla  : [ eng. ] . - London  : Royal Society , 1705. - S. 13-19. Archivováno 24. února 2021 na Wayback Machine
  4. ↑ Fraunhofer, Josef (1817). „Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre“ . Annalen der Physik [ anglicky ] ]. 56 (7): 282-287. Bibcode : 1817AnP....56..264F . DOI : 10.1002/andp.18170560706 .
  5. ↑ 1 2 3 4 Hearnshaw, JB Analýza hvězdného světla  : [ eng. ] . - Cambridge  : Cambridge University Press , 1986. - ISBN 0-521-39916-5 .
  6. ↑ 1 2 Kitchin, ČR Optická astronomická spektroskopie : [ eng. ] . - Bristol  : Institute of Physics Publishing, 1995. - S. 127, 143. - ISBN 0-7503-0346-8 .
  7. ↑ 1 2 Ball, David W. Základy spektroskopie : [ ang. ] . - Bellingham , Washington  : Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers, 2001. - S. 24, 28. - ISBN 0-8194-4104-X .
  8. ↑ Barden, SC; Arns, JA; Colburn, W.S. (červenec 1998). d'Odorico, Sandro, ed. „Objemově-fázové holografické mřížky a jejich potenciál pro astronomické aplikace“ (PDF) . Proč. SPIE . Optické astronomické přístroje ]. 3355 : 866-876. Bibcode : 1998SPIE.3355..866B . DOI : 10.1117/12.316806 . Archivováno z originálu (PDF) dne 28.07.2010 . Staženo 2020-09-12 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  9. ↑ Dobře, JB; Gunn, J. E. (1983). „Sekundární standardní hvězdy pro absolutní spektrofotometrii“. The Astrophysical Journal ]. 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
  10. ↑ Ghigo, F. Karl Jánský  . Národní radioastronomická observatoř . Associated Universities, Inc. Získáno 24. října 2013. Archivováno z originálu 31. srpna 2006.
  11. ↑ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). „Radiofrekvenční energie ze Slunce“ . příroda __ _ ]. 157 (3980): 158-159. Bibcode : 1946Natur.157..158P . DOI : 10.1038/157158a0 .
  12. ↑ Ryle, M.; Vonberg, D. D. (1946). "Solární záření na 175 Mc/s". příroda __ _ ]. 158 (4010): 339-340. Bibcode : 1946Natur.158..339R . DOI : 10.1038/158339b0 .
  13. ↑ Robertson, Peter. Za jižní oblohou: radioastronomie  a Parkesův dalekohled ] . - University of Cambridge , 1992. - S. 42, 43. - ISBN 0-521-41408-3 . Archivováno 24. července 2020 na Wayback Machine
  14. ↑ W.E. Howard. Chronologická historie  radioastronomie . Získáno 2. prosince 2013. Archivováno z originálu 14. července 2012.
  15. ↑ Jak fungují radioteleskopy  . Získáno 2. prosince 2013. Archivováno z originálu dne 3. prosince 2013.
  16. ↑ Tisková zpráva: Nobelova cena za  fyziku z roku 1974 . Získáno 2. prosince 2013. Archivováno z originálu 11. srpna 2018.
  17. ↑ 1 2 Jenkins, Francis A. Základy optiky  : [ eng. ]  / Francis A. Jenkins, Harvey E. White. — 4. - New York  : McGraw-Hill, 1957. - S.  430-437 . — ISBN 0-07-085346-0 .
  18. ↑ 1 2 3 Morison, Ian. Úvod do astronomie a kosmologie  : [ eng. ] . - Wiley-Blackwell, 2008. - S. 61. - ISBN 978-0-470-03333-3 . Archivováno 29. října 2013 na Wayback Machine
  19. ↑ Gregory, Stephen A. Úvodní astronomie a astrofyzika  : [ eng. ]  / Gregory, Stephen A., Michael Zeilik. - 4. - Fort Worth [ua] : Saunders College Publ., 1998 . - str  . 322 . - ISBN 0-03-006228-4 .
  20. ↑ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1. října 2013). "Modelování znečištění původního plynu v raném vesmíru." The Astrophysical Journal ]. 775 (2) : 111.arXiv : 1306,4663 . Bibcode : 2013ApJ...775..111P . DOI : 10.1088/0004-637X/775/2/111 .
  21. ↑ G. Kirchhoff (červenec 1860). „O vztahu mezi vyzařovacími a absorpčními schopnostmi různých těles pro světlo a teplo“ . The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science ]. Taylor a Francis. 20 (130). Archivováno z originálu dne 2020-10-19 . Staženo 2020-09-12 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  22. ↑ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. Atomová astrofyzika a spektroskopie  : [ eng. ] . - Cambridge: Cambridge University Press , 2010. - S.  7 221 . — ISBN 978-0-521-82536-8 .
  23. ↑ Mahmoud Massoud. §2.1 Záření černého tělesa // Technické termokapaliny: termodynamika, mechanika tekutin a přenos tepla: [ eng. ] . - Springer , 2005. - S. 568. - ISBN 3-540-22292-8 .
  24. ↑ Wienova  konstanta posunutí vlnové délky . Laboratoř fyzikálních měření . Archivováno z originálu 16. listopadu 2016.
  25. ↑ Svítivost hvězd . Národní zařízení Australia Telescope  (12. července 2004). Získáno 2. července 2012. Archivováno z originálu 9. srpna 2014.
  26. ↑ Stefanova-Boltzmannova  konstanta . Laboratoř fyzikálních měření . Archivováno z originálu 29. července 2020.
  27. ↑ Zwicky, F. (říjen 1937). „O masách mlhovin a shluků mlhovin“. The Astrophysical Journal ]. 86 : 217. Bibcode : 1937ApJ....86..217Z . DOI : 10.1086/143864 .
  28. ↑ Romanowsky, Aaron J.; Douglas, Nigel G.; Arnaboldi, Magda; Kuijken, Konrád; Merrifield, Michael R.; Napolitano, Nicola R.; Capaccioli, Massimo; Freeman, Kenneth C. (19. září 2003). „Nedostatek temné hmoty v obyčejných eliptických galaxiích“ . věda _ _ ]. 301 (5640): 1696-1698. arXiv : astro-ph/0308518 . Bibcode : 2003Sci...301.1696R . DOI : 10.1126/science.1087441 . PMID 12947033 .  
  29. ↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (červenec 1963). „Optická identifikace 3c 48, 3c 196 a 3c 286 s hvězdnými objekty“ . The Astrophysical Journal ]. 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ...138...30M . DOI : 10.1086/147615 . Archivováno z originálu 2017-09-26 . Staženo 2020-09-12 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  30. ↑ 1 2 Wallace, PR Fyzika: imaginace a realita  : [ ang. ] . - Singapur  : World Scientific , 1991. - S.  235-246 . — ISBN 997150930X .
  31. ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Gravitační kolaps. Fyzika dnes _ ]. 17 (5): 21-34. Bibcode : 1964PhT....17e..21C . DOI : 10.1063/1.3051610 .
  32. ↑ Rubin, Vera C.; Graham, JA; Kenney, Jeffrey D.P. (červenec 1992). „Kospatiální protiběžné hvězdné disky v galaxii Virgo E7/S0 NGC 4550“. The Astrophysical Journal ]. 394 : L9. Bibcode : 1992ApJ...394L...9R . DOI : 10.1086/186460 .
  33. ↑ Kudritzki, R.-P. (květen 2010). „Pitva galaxií pomocí kvantitativní spektroskopie nejjasnějších hvězd ve vesmíru“. Astronomische Nachrichten [ anglicky ] ]. 331 (5): 459-473. arXiv : 1002.5039 . Bibcode : 2010AN....331..459K . doi : 10.1002/ asna.200911342 .
  34. ↑ 1 2 3 4 Kitchin, CR Hvězdy, mlhoviny a mezihvězdné prostředí: pozorovací fyzika a astrofyzika  : [ eng. ] . — Bristol  : A. Hilger, 1987. — S.  265–277 . — ISBN 0-85274-580-X .
  35. ↑ Huggins, Sir William. The Scientific Papers of Sir William Huggins: [ eng. ] . - London : William Wesley and Son, 1899. - S. 114–115.
  36. ↑ 1 2 3 Tennyson, Jonathan. Astronomická spektroskopie: úvod do atomové a molekulární fyziky astronomických spekter  : [ eng. ] . — [Online-Ausg.]. - London  : Imperial College Press, 2005. - S.  46-47 , 99-100. — ISBN 1-86094-513-9 .
  37. ↑ Hirsh, Richard F (červen 1979). „Hádanka plynných mlhovin“. Isis [ anglicky ] ]. 70 (2): 162-212. Bibcode : 1979Isis...70..197H . DOI : 10.1086/352195 . JSTOR 230787 .  
  38. ↑ Bowen, IS (1. října 1927). „Původ spektra mlhoviny“ . příroda __ _ ]. 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038/120473a0 .
  39. ↑ Efremov, Yu. N. (22. února 2011). „O spirální struktuře galaxie Mléčné dráhy“ . Astronomické zprávy _ ]. 55 (2): 108-122. arXiv : 1011.4576 . Bibcode : 2011ARep...55..108E . DOI : 10.1134/S1063772911020016 .
  40. ↑ Shu, Frank H. Fyzický vesmír: úvod do astronomie  : [ eng. ] . - 12. [Dr.]. — Sausalito , Kalifornie  : Univ. Science Books, 1982. - S.  232-234 . — ISBN 0-935702-05-9 .
  41. ↑ Hudson, Reggie L. The Interstellar Medium  . Astrochemická laboratoř Goddard Space Flight Center. Získáno 19. listopadu 2013. Archivováno z originálu 13. července 2013.
  42. ↑ 1 2 Cami, J.; Bernard-Salaš, J.; Peeters, E.; Málek, SE (22. července 2010). „Detekce C60 a C70 v mladé planetární mlhovině“ . věda _ _ ]. 329 (5996): 1180-1182. Bibcode : 2010Sci...329.1180C . DOI : 10.1126/science.1192035 . PMID20651118  . _
  43. ↑ Millar, TJ. Prach a chemie v astronomii : [ eng. ]  / TJ Millar, D. A. Williams. — Bristol [ua] : Inst. of Physics, 1993. - S. 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). „Spektrální skenování Orionu A a IRC+10216 od 72 do 91 GHz“. Astronomie a astrofyzika ]. 130 : 227-56. Bibcode : 1984A&A...130..227J . PMID 11541988 .  
  45. ↑ Hubble určí nejvzdálenější protokupu galaxií, jaké jsme kdy viděli . Archivováno z originálu 12. června 2018. Staženo 13. ledna 2012.
  46. ↑ Haynes, zákon Marthy Hubbleové  . Cornell University . Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu 14. června 2018.
  47. ↑ Huchra, John Extragalactic  Redshifts . Kalifornský technologický institut . Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu 22. prosince 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-Lake, Emma; Schneider, Evan; Charlot, Stephane; Stark, Daniel P.; Furlanetto, Steven R.; Cirasuolo, Michele (20. ledna 2013). „Hojnost hvězdotvorných galaxií v rozmezí rudého posuvu 8,5–12: Nové výsledky z roku 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign.“ The Astrophysical Journal ]. 763 (1): L7. arXiv : 1211.6804 . Bibcode : 2013ApJ...763L...7E . DOI : 10.1088/2041-8205/763/1/L7 .
  49. ↑ Hubbleovo sčítání nalezlo galaxie s rudým posuvem 9 až  12 . NASA / ESA . Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu 5. dubna 2018.
  50. ↑ Planck odhaluje téměř dokonalý vesmír  . ESA (21. března 2013). Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu 6. prosince 2013.
  51. ↑ Zvláštní rychlost  . Swinburne University of Technology. Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu dne 4. dubna 2019.
  52. ↑ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (únor 1997). „Studie seskupení Panny pomocí vztahů B-pásma Tully-Fisher“. The Astrophysical Journal Supplement Series ]. 108 (2): 417-448. Bibcode : 1997ApJS..108..417Y . DOI : 10.1086/312960 .
  53. ↑ 1 2 Types of Binary Stars  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . Australský dalekohled Outreach and Education . Národní zařízení Australia Telescope. Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu 8. prosince 2013.
  54. ↑ 1 2 Gray, Richard O. Spektrální klasifikace hvězd : [ ang. ]  / Richard O. Gray, Christopher J. Corbally. — Princeton, NJ: Princeton University Press, 2009. — S. 507–513. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  55. ↑ Goody, Richard M. Atmosférické záření: Teoretický základ: [ eng. ]  / Richard M. Goody, Yung, Yuk Ling. - New York , New York, USA  : Oxford University Press , 1989. - ISBN 0-19-505134-3 .
  56. ↑ Tessenyi, M.; Tinetti, G.; Savini, G.; Pascale, E. (listopad 2013). „Molekulární detekovatelnost v exoplanetárních emisních spektrech“. Ikarus [ anglicky ] ]. 226 (2): 1654-1672. arXiv : 1308,4986 . Bibcode : 2013Icar..226.1654T . DOI : 10.1016/j.icarus.2013.08.022 .
  57. ↑ Bus, S (červenec 2002). „Fáze II spektroskopického průzkumu malých asteroidů hlavního pásu A taxonomie založená na vlastnostech“ . Ikarus [ anglicky ] ]. 158 (1): 146-177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006/icar.2002.6856 .
  58. ↑ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (květen 1975). „Povrchové vlastnosti asteroidů: Syntéza polarimetrie, radiometrie a spektrofotometrie“. Ikarus [ anglicky ] ]. 25 (1): 104-130. Bibcode : 1975Icar...25..104C . DOI : 10.1016/0019-1035(75)90191-8 .
  59. ↑ Sekanina, Zdeněk Rozpad komety C/2012 S1 (ISON) Krátce před periheliem: Důkazy z nezávislých  souborů dat . arXiv . Získáno 3. června 2015. Archivováno z originálu dne 8. března 2021.
  60. ↑ Rytíř, Matthew Proč ISON vypadá zeleně?  (anglicky) . Kampaň na pozorování komety ISON. Získáno 26. listopadu 2013. Archivováno z originálu 3. prosince 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. října 1996). „Objev rentgenového záření a extrémní ultrafialové emise z komety C/Hyakutake 1996 B2“ . věda _ _ ]. 274 (5285): 205-209. Bibcode : 1996Sci...274..205L . DOI : 10.1126/science.274.5285.205 . Archivováno z originálu dne 2021-10-26 . Staženo 2020-09-12 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie