Astronomisk spektroskopi

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 25 januari 2021; kontroller kräver 14 redigeringar .

Astronomisk spektroskopi  är en gren av astronomi som använder spektroskopimetoder för att mäta spektrumet av elektromagnetisk strålning , inklusive synlig strålning , som sänds ut av stjärnor och andra himmelska föremål. Stjärnspektrat kan avslöja många egenskaper hos stjärnor, såsom deras kemiska sammansättning, temperatur, densitet, massa, avstånd, ljusstyrka och relativa rörelser, genom mätningar av Dopplerskifte . Spektroskopi används också för att studera de fysiska egenskaperna hos många andra typer av himlaobjekt såsom planeter , nebulosor , galaxer och aktiva galaktiska kärnor .

Grunderna

Astronomisk spektroskopi används för att mäta tre huvudband av strålning: det synliga spektrumet , radio och röntgenstrålar . Medan all spektroskopi tittar på specifika områden av spektrumet, krävs olika metoder för att erhålla en signal beroende på frekvens. Ozon (O 3 ) och molekylärt syre (O 2 ) absorberar ljus vid våglängder upp till 300  nm , vilket innebär att röntgen- och ultraviolettspektroskopi kräver användning av ett satellitteleskop eller raketmonterade detektorer [1] s. 27 . Radiosignaler strålar ut med mycket längre våglängder än optiska signaler och kräver användning av antenner eller radiomottagare . Infraröd strålning absorberas av atmosfäriskt vatten och koldioxid , så även om utrustningen liknar den som används i optisk spektroskopi, krävs satelliter för att registrera det mesta av det infraröda spektrumet [2] .

Optisk spektroskopi

Fysiker har studerat solspektrumet sedan Isaac Newton först använde ett enkelt prisma för att observera ljusets egenskaper under brytning [3] . I början av 1800 -talet använde Joseph von Fraunhofer sin skicklighet som glasmakare för att skapa mycket rena prismor, vilket gjorde att han kunde observera 574 mörka linjer i ett till synes kontinuerligt spektrum [4] . Kort därefter kombinerade han ett teleskop och ett prisma för att observera spektrumet av Venus , Månen , Mars och olika stjärnor som Betelgeuse ; hans företag fortsatte att tillverka och marknadsföra högkvalitativa brytande teleskop baserade på hans ursprungliga konstruktioner fram till dess stängning 1884 [5] s. 28-29 .

Ett prismas upplösning begränsas av dess storlek; ett större prisma ger ett mer detaljerat spektrum, men massaökningen gör det olämpligt för observation med hög precision [6] . Detta problem löstes i början av 1900 -talet med utvecklingen av högkvalitativa reflekterande gitter av J. Plaskett , s.[5]Kanada,OttawaiDominion Observatorysom arbetade vid det beror på materialens brytningsindex och ljusets våglängd [7] . Genom att skapa ett "brytande" gitter som använder ett stort antal parallella speglar kan en liten del av ljuset fokuseras och återges. Dessa nya spektroskop producerade mer detaljerade bilder än ett prisma, krävde mindre ljus och kunde fokuseras på ett specifikt område av spektrumet genom att luta gittret [6] .

Begränsningen för det brytande gittret är speglarnas bredd, som endast kan skärpas till den grad att fokus tappas; maximalt är cirka 1000 linjer/ mm . För att övervinna denna begränsning har holografiska gitter utvecklats. Holografiska gitter i volymfas använder en tunn film av dikromgelatin på en glasyta, som sedan utsätts för våginterferens som genereras av en interferometer . Detta vågmönster skapar ett reflektionsmönster som liknar brytningsgitter, men med hjälp av Bragg-villkoret , det vill säga en process där reflektionsvinkeln beror på arrangemanget av atomer i gelatin . Holografiska gitter kan ha upp till 6000 linjer/ mm och kan samla ljus dubbelt så effektivt som brytningsgaller. Eftersom de är förseglade mellan två glasskivor, är holografiska galler mycket mångsidiga, som potentiellt håller i årtionden innan de behöver bytas ut [8] .

Ljus som sprids av ett gitter eller prisma i en spektrograf kan detekteras av en detektor. Historiskt sett användes fotografiska plattor i stor utsträckning för att spela in spektra tills elektroniska detektorer utvecklades, och laddningskopplade enheter ( CCDS ) används oftast i optiska spektrografer idag. Våglängdsskalan för spektrumet kan kalibreras genom att observera ett spektrum av emissionslinjer med känd våglängd från en urladdningslampa . Spektrumflödesskalan kan kalibreras som en funktion av våglängden genom jämförelse med en observation av en standardstjärna korrigerad för atmosfärisk absorption av ljus; denna process är känd som spektrofotometri [9] .

Radiospektroskopi

Radioastronomi grundades av Karl Janskys arbete i början av 1930 -talet , medan han arbetade på Bell Laboratories . Han byggde en radioantenn för att leta efter potentiella störningskällor för transatlantiska radiosändningar. En av de upptäckta bullerkällorna kom inte från jorden, utan från mitten av Vintergatan i stjärnbilden Skytten [10] . 1942 upptäckte J.S Hay solens radiofrekvens med hjälp av militära radarmottagare [1] s. 26 . Radiospektroskopi började med upptäckten av 21 cm HI - linjen 1951 .

Radiointerferometri

Radiointerferometri togs första gången i bruk 1946 när Joseph Lade Posey , Ruby Payne-Scott och Lindsay McCready använde en enda antenn på en havsklippa för att observera solstrålning vid 200  MHz . Två infallande strålar, en direkt från solen och den andra reflekterad från havets yta, skapade den nödvändiga interferensen [11] . Den första multireceiver-interferometern byggdes samma år av Martin Ryle och Vonberg [12] [13] . 1960 publicerade Ryle och Anthony Hewish en bländarsyntesteknik för att analysera interferometerdata [14] . Irissyntesprocessen, som inkluderar autokorrelation och diskret Fouriertransform av insignalen, rekonstruerar både den rumsliga och frekvensvariationen av flödet [15] . Resultatet är en 3D-bild vars tredje axel är frekvens. För detta arbete tilldelades Ryle och Hewish tillsammans 1974 års Nobelpris i fysik [16] .

Röntgenspektroskopi

Stjärnor och deras egenskaper

Kemiska egenskaper

Newton använde ett prisma för att dela upp vitt ljus i färger, och högkvalitativa Fraunhofer - prismor gjorde det möjligt för forskare att se mörka linjer av okänt ursprung. På 1850 -talet beskrev Gustav Kirchhoff och Robert Bunsen fenomenen bakom dessa mörka linjer. Heta fasta föremål producerar ljus med ett kontinuerligt spektrum , heta gaser avger ljus vid vissa våglängder, och heta fasta föremål omgivna av kallare gaser visar ett nästan kontinuerligt spektrum med mörka linjer som motsvarar gasernas emissionslinjer [5] :42–44 [17 ] . Genom att jämföra solens absorptionslinjer med emissionsspektra för kända gaser kan man bestämma stjärnornas kemiska sammansättning .

De huvudsakliga Fraunhofer-linjerna och elementen de är associerade med visas i följande tabell. Balmer-seriens beteckningar är inom parentes.

För närvarande betecknas spektrala linjer av våglängden och det kemiska elementet som de tillhör. Till exempel betecknar Fe I 4383.547 Å en linje av neutralt järn med en våglängd på 4383.547 Å. Men för de starkaste linjerna har de beteckningar som Fraunhofer infört har bevarats. Således är de starkaste linjerna i solspektrumet H- och K-linjerna av joniserat kalcium.

Beteckning Element eller anslutning Våglängd ( Å ) Beteckning Element Våglängd ( 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 _ Na 5895,92 G Ca 4307,74
D2 _ Na 5889,95 h H 5 4101,75
D3 eller d han 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

I tabellen betecknar symbolerna Hα, Hβ, Hγ och Hδ de första fyra linjerna i Balmer-serien av väteatomen . D 1 och D 2 linjerna  är den välkända "natriumdubbletten" , ett par väldefinierade sollinjer.

Det bör noteras att det i litteraturen finns motsägelser i vissa beteckningar av linjer. Således betecknar symbolen d både den blå linjen av järn 4668,14 Å och den gula linjen av helium (även betecknad med D 3 ) 5875,618 Å. Linje e kan tillhöra både järn och kvicksilver. För att undvika oklarheter måste du alltid ange det element som linjen tillhör, till exempel "linje e av kvicksilver".

Inte alla grundämnen i solen identifierades omedelbart. Två exempel listas nedan.

  • År 1868 observerade Norman Lockyer och Pierre Jansen oberoende en linje bredvid natriumdubbletten (D1 och D2), som Lockyer identifierade som ett nytt element. Han kallade det Helium , men det var inte förrän 1895 som detta grundämne hittades på jorden [5] :84–85 ;
  • 1869 , astronomerna Charles Augustus Young och William Harknessobserverade oberoende en ny grön emissionslinje i solkoronan under en förmörkelse. Detta "nya" element har felaktigt fått namnet coronium , eftersom det bara har hittats i kronan. Först på 1930 -talet upptäckte Walter Grotrian och Bengt Edlen att spektrallinjen vid en våglängd på 530,3  nm beror på starkt joniserat järn (Fe 13+ ) [18] . Andra ovanliga linjer i koronalspektrat orsakas också av starkt joniserade grundämnen som nickel och kalcium , med den höga joniseringen på grund av den extrema temperaturen hos solkoronan [1] :87,297 .

Hittills har över 20 000 absorptionslinjer listats för solen mellan 293,5 och 877,0  nm , men endast cirka 75 % av dessa linjer har associerats med absorption av elementen [1] :69 .

Genom att analysera bredden på varje spektrallinje i emissionsspektrumet kan man bestämma både de element som finns i stjärnan och deras relativa mängder [7] . Med hjälp av denna information kan stjärnor delas in i stjärnpopulationer ; Population I-stjärnor är de yngsta stjärnorna och har de högsta metallförekomsterna (vår sol tillhör denna typ), medan Population III-stjärnorna är de äldsta stjärnorna med mycket låga metallförekomster [19] [20] .

Temperatur och storlek

År 1860 föreslog Gustav Kirchhoff idén om en svart kropp , ett material som avger elektromagnetisk strålning på alla våglängder [21] [22] . År 1894 härledde Wilhelm Vienna ett uttryck som relaterade temperaturen (T) hos en svart kropp till dess maximala strålningsvåglängd (λ max ) [23] :

b  är proportionalitetskoefficienten , kallad Wiens biaskonstant, lika med 2,897771955…× 10 -3  nm • K [24] . Denna ekvation kallas Wen-förskjutningslagen . Genom att mäta en stjärnas toppvåglängd kan man bestämma yttemperaturen på en stjärna [17] . Till exempel, om stjärnans maximala strålningsvåglängd är 502  nm , skulle motsvarande temperatur vara 5778  K.

En stjärnas ljusstyrka är ett mått på frigörandet av strålningsenergi under en viss tidsperiod [25] . Ljusstyrkan (L) kan relateras till stjärnans temperatur (T) enligt följande:

,

där R är stjärnans radie, och σ är Stefan-Boltzmanns konstant med värdet: W·m −2 ·K −4 [26] . Sålunda, när ljusstyrkan och temperaturen är kända (genom direkt mätning och beräkning), kan stjärnans radie bestämmas.

Galaxer

Galaxernas spektra liknar stjärnspektra genom att de består av det kombinerade ljuset från miljarder stjärnor.

Fritz Zwickys 1937 Dopplerskiftstudier av galaxhopar har visat att galaxerna i ett kluster rör sig mycket snabbare än vad som skulle vara möjligt från massan av klustret beräknad från synligt ljus. Zwicky föreslog att det måste finnas mycket icke-lysande materia i galaxhopar, som nu är känd som mörk materia [27] . Sedan upptäckten har astronomer bestämt att de flesta galaxer (och större delen av universum) består av mörk materia. År 2003 visade sig emellertid fyra galaxer ( NGC 821 , NGC 3379 , NGC 4494 och NGC 4697 ) ha lite eller ingen mörk materia som påverkar rörelsen hos stjärnorna de innehåller; orsaken till frånvaron av mörk materia är okänd [28] .

På 1950 -talet förknippades starka radiokällor med mycket svaga, mycket röda föremål. När det första spektrumet av ett av dessa objekt erhölls producerade det absorptionslinjer vid våglängder där inga förväntades. Det stod snart klart att det som observerades var galaxens normala spektrum, men med en mycket rödförskjutning [29] [30] . De kallades kvasi-stjärniga radiokällor, eller kvasarer , upptäckta av Hong-Yi Chiu.år 1964 [31] . Kvasarer tros nu vara galaxer som bildades under de första åren av vårt universum, med sin extrema energiproduktion som drivs av supermassiva svarta hål [30] .

En galaxs egenskaper kan också bestämmas genom att analysera stjärnorna som finns i dem. NGC 4550 , en galax i Jungfruklustret, har fler av sina stjärnor som roterar mot varandra än resten. Man tror att denna galax är en kombination av två mindre galaxer som roterade i motsatta riktningar mot varandra [32] . Ljusa stjärnor i galaxer kan också hjälpa till att bestämma avståndet till en galax, vilket kan vara mer exakt än parallax eller standardljus [33] .

Interstellärt medium

Det interstellära mediet är den materia som upptar utrymmet mellan stjärnsystem i en galax. 99% av detta material är gasformigt: väte , helium och mindre mängder andra joniserade grundämnen som till exempel syre . Å andra sidan är 1% dammpartiklar, huvudsakligen sammansatta av grafit , silikater och is [34] . Moln av damm och gas kallas nebulosor .

Det finns tre huvudtyper av nebulosor: mörk nebulosa (aka absorptionsnebulosan, aka absorptionsnebulosan), reflektionsnebulosan och emissionsnebulosan . Mörka nebulosor består av damm och gas i sådana mängder att de skymmer ljuset från stjärnor bakom dem, vilket gör fotometri svårt . Reflektionsnebulosor, som deras namn antyder, reflekterar ljus från närliggande stjärnor. Deras spektra är desamma som de för stjärnorna runt dem, även om ljuset är blåare; kortare våglängder sprider sig bättre än längre våglängder. Emissionsnebulosor sänder ut ljus vid vissa våglängder beroende på deras kemiska sammansättning [34] .

Gasformiga emissionsnebulosor

Under de första åren av astronomisk spektroskopi blev forskare förbryllade över spektrumet av gasnebulosor. År 1864 märkte William Huggins att många nebulosor bara hade emissionslinjer, inte hela spektrat av stjärnor. Från Kirchhoffs arbete drog han slutsatsen att nebulosor måste innehålla "enorma massor av lysande gas eller ånga" [35] . Det fanns dock flera emissionslinjer som inte kunde associeras med något jordbaserat element, den ljusaste av dem är linjer med våglängderna 495,9  nm och 500,7  nm [36] . Dessa linjer tillskrevs ett nytt grundämne, nebulium , tills Ira Bowen 1927 bestämde att de var emissionslinjer från starkt joniserat syre (O +2 ) [37] [38] . Dessa emissionslinjer kan inte reproduceras i ett laboratorium eftersom de är förbjudna linjer ; nebulosans låga täthet (en atom per kubikcentimeter) [34] tillåter metastabila joner att sönderfalla genom förbjuden linjeemission snarare än kollisioner med andra atomer [36] .

Inte alla emissionsnebulosor förekommer runt eller nära stjärnor, där stjärnstrålning orsakar jonisering. De flesta gasemissionsnebulosor bildas av neutralt väte . I sitt grundtillstånd har neutralt väte två möjliga spinntillstånd : elektronen har antingen samma snurr som protonen eller motsatt spin . När en atom passerar mellan dessa två tillstånd, avger den ett kvantum av elektromagnetisk strålning eller absorption vid en våglängd av 21  cm [34] . Denna linje ligger inom radioområdet och tillåter mycket exakta mätningar [36] :

  • molnhastighet kan mätas med Dopplerskifte ;
  • intensiteten av linjen vid en våglängd av 21  cm ger densiteten och antalet atomer i molnet;
  • du kan också beräkna molnets temperatur.

Med hjälp av denna information har formen av Vintergatan fastställts vara en spiralgalax , även om det exakta antalet och positionen av spiralarmarna är föremål för pågående forskning [39] .

Komplexa molekyler

Damm och molekyler i det interstellära mediet stör inte bara fotometrin, utan gör också att absorptionslinjer dyker upp i spektroskopi. Deras spektrala egenskaper genereras av övergångarna av ingående elektroner mellan olika energinivåer, eller av rotations- eller vibrationsrörelser. Detektering sker vanligtvis i radio- , mikrovågs- ​​eller infrarödområdet i spektrumet [40] . De kemiska reaktionerna som bildar dessa molekyler kan ske i kalla diffusa moln [41] eller i täta områden upplysta av ultraviolett ljus [42] . Polycykliska aromatiska kolväten såsom acetylen (C 2 H 2 ) klungar vanligtvis ihop för att bilda grafit eller annat kolsvartliknande material [43] , andra organiska molekyler såsom aceton ((CH 3 ) 2 CO) har också hittats [44] och buckminsterfullerenes(C60 och C70 ) [ 42] .

Rörelse i universum

Stjärnor och interstellär gas är bundna av gravitationen och bildar galaxer, och grupper av galaxer kan bindas av gravitationen till galaxhopar [45] . Med undantag för stjärnor i Vintergatan och galaxer i den lokala gruppen flyttar nästan alla galaxer bort från oss på grund av universums expansion [18] .

Dopplereffekt och rödförskjutning

Stjärnobjektens rörelse kan bestämmas utifrån deras spektrum . På grund av Dopplereffekten förskjuts föremål som rör sig mot oss till den blå sidan och föremål som rör sig bort från oss förskjuts till den röda sidan . Våglängden för rödförskjutet ljus är längre och verkar rödare än källan. Omvänt är våglängden för blåskiftat ljus kortare och ser mer blått ut än det ursprungliga ljuset:

var  är den emitterade våglängden,  är objektets hastighet och  är den observerade våglängden. Notera att v<0 motsvarar λ<λ 0 , blåförskjutningsvåglängden. En rödförskjuten absorptions- eller emissionslinje kommer att synas närmare den röda änden av spektrumet än en stationär linje. 1913 bestämde Westo Slifer att Andromedagalaxen var blåskiftad, vilket betyder att den rörde sig mot Vintergatan. Han registrerade spektra för 20 andra galaxer, varav alla utom fyra var rödförskjutna, och kunde beräkna deras hastigheter i förhållande till jorden. Edwin Hubble skulle senare använda denna information, såväl som sina egna observationer, för att bestämma Hubbles lag : ju längre en galax är från jorden, desto snabbare rör sig den bort från oss [18] [46] . Hubbles lag kan beskrivas med formeln:

var  är hastigheten (eller Hubble-flödet),  är Hubble-konstanten och  är avståndet från jorden. Rödförskjutningen (z) kan uttryckas med följande ekvationer [47] :

Rödförskjutningsberäkning,
Beroende på våglängden Beroende på frekvens
I dessa ekvationer betecknas den observerade våglängden som , den emitterade våglängden som a, den observerade frekvensen som , och den emitterade frekvensen som .

Ju större z-värdet är, desto mer förskjuts ljuset och desto längre är objektet från jorden. Från och med januari 2013 har den största rödförskjutningen av galaxer vid z ~ 12 upptäckts med hjälp av Hubble Ultra Deep Field, vilket motsvarar en ålder på mer än 13 miljarder år (universums ålder är cirka 13,82 miljarder år) [ 48 ] [49] [50] . Se här för mer information .

Dopplereffekten och Hubbles lag kan kombineras till ekvationen z = , där c är ljusets hastighet .

Märklig rörelse

Föremål som är bundna av gravitationen kommer att rotera runt ett gemensamt masscentrum. För stjärnkroppar är denna rörelse känd som märklig hastighet, och den kan förändra Hubble-flödet. Således måste en ytterligare term för märklig rörelse läggas till i Hubble-lagen [51] :

Denna rörelse kan orsaka förvirring när man tittar på sol- eller galaktiska spektrumet eftersom den förväntade rödförskjutningen, baserad på Hubbles enkla lag, kommer att skymmas av speciella rörelser. Till exempel har formen och storleken på Jungfruklustret varit föremål för seriös vetenskaplig forskning på grund av de mycket stora säregna hastigheterna hos galaxerna i klustret [52] .

Dubbla stjärnor

Precis som planeter kan vara gravitationsbundna till stjärnor, kan par av stjärnor kretsa runt varandra. Vissa binära stjärnor är visuella binärer , vilket betyder att de kan observeras kretsar runt varandra genom ett teleskop . Vissa binära stjärnor är dock för nära varandra för att kunna lösas [53] . Dessa två stjärnor, när de ses genom en spektrometer , kommer att visa ett sammansatt spektrum: spektrumet för varje stjärna kommer att vara komplext. Detta sammansatta spektrum blir lättare att upptäcka när stjärnorna har samma ljusstyrka och olika spektraltyper [54] .

Spektralbinärer kan också detekteras genom deras radiella hastighet ; när de kretsar runt varandra kan en stjärna röra sig mot jorden medan den andra drar sig tillbaka, vilket orsakar en Doppler-förskjutning i det sammansatta spektrumet . Systemets omloppsplan bestämmer storleken på det observerade skiftet: om observatören ser vinkelrätt mot omloppsplanet kommer det inte att finnas någon observerad radiell hastighet [53] [54] . Om du till exempel tittar på karusellen från sidan kommer du att se djuren röra sig mot och bort från dig, medan om du tittar direkt uppifrån kommer de bara att röra sig i ett horisontellt plan.

Planeter, asteroider och kometer

Planeter , asteroider och kometer reflekterar ljuset från sina moderstjärnor och avger sitt eget ljus. För kallare objekt, inklusive planeter i solsystemet och asteroider , är det mesta av strålningen vid infraröda våglängder, som vi inte kan se men vanligtvis mäts med spektrometrar . För föremål omgivna av ett gashölje, såsom kometer och planeter med en atmosfär, sker emission och absorption vid vissa våglängder i gasen , vilket präglar gasens spektrum i det fasta ämnets spektrum . När det gäller planeter med en tjock atmosfär eller fullt molntäcke (som gasjättarna , Venus och Saturnus måne Titan ), beror spektrumet till stor del eller helt på atmosfären endast [55] .

Planeter

Reflekterat planetljus innehåller absorptionsband på grund av mineraler i stenar som finns i steniga kroppar, eller på grund av element och molekyler som finns i atmosfären. Hittills har mer än 3 500 exoplaneter upptäckts . Dessa inkluderar de så kallade heta Jupiterna , såväl som jordiska planeter . Föreningar som alkalimetaller , vattenånga, kolmonoxid , koldioxid och metan har upptäckts med hjälp av spektroskopi [56] .

Asteroider

Enligt spektrumet kan asteroider delas in i tre huvudtyper. De ursprungliga kategorierna skapades 1975 av Clark R. Chapman, David Morrison och Ben Zellner och utökades 1984 av David J. Tolen . I vad som nu är känt som Tholen-klassificeringen : Asteroider av C-typ är sammansatta av kolhaltigt material. , Asteroider av S-typ består huvudsakligen av silikater , medan asteroider av X-typ är "metalliska". Det finns andra klassificeringar av ovanliga asteroider. Asteroider av C- och S-typ är de vanligaste typerna av asteroider. År 2002 "förvandlades" Tolens klassificering ytterligare till SMASS-klassificeringen , vilket ökade antalet kategorier från 14 till 26 för att ge mer exakt spektroskopisk analys av asteroider [57] [58] .

Kometer

Kometernas spektra består av det reflekterade solspektrumet från dammskalet som omger kometen, såväl som emissionslinjerna för gasatomer och molekyler som exciteras till fluorescens av solljus och/eller kemiska reaktioner . Till exempel bestämdes den kemiska sammansättningen av kometen ISON [59] med hjälp av spektroskopi på grund av de uttalade emissionslinjerna för cyanider (CN), såväl som di- och triatomärt kol (C 2 och C 3 ). [60] . Närliggande kometer kan till och med ses i röntgenstrålar , eftersom solvindjoner som flyger in i koma avbryts. Därför reflekterar kometernas röntgenspektra tillståndet för solvinden och inte kometens tillstånd [61] .

Se även

Källor

  1. ↑ 1 2 3 4 Foukal, Peter V. Solar Astrophysics : [ eng. ] . - Weinheim: Wiley VCH, 2004. - P. 69. - ISBN 3-527-40374-4 .
  2. ↑ Cool Cosmos - Infraröd astronomi  (eng.)  (ej tillgänglig länk) . California Institute of Technology . Hämtad 23 oktober 2013. Arkiverad från originalet 11 oktober 2018.
  3. ↑ Newton, Isaac. Opticks: Or, A Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colors of Light  : [ eng. ] . - London  : Royal Society , 1705. - S. 13-19. Arkiverad 24 februari 2021 på 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 [ engelska ] ]. 56 (7): 282-287. Bibcode : 1817AnP....56..264F . DOI : 10.1002/andp.18170560706 .
  5. ↑ 1 2 3 4 Hearnshaw, JB Analysen av stjärnljus  : [ eng. ] . - Cambridge  : Cambridge University Press , 1986. - ISBN 0-521-39916-5 .
  6. ↑ 1 2 Kitchin, CR Optical Astronomical Spectroscopy: [ eng. ] . - Bristol  : Institute of Physics Publishing, 1995. - P. 127, 143. - ISBN 0-7503-0346-8 .
  7. ↑ 1 2 Ball, David W. Grunderna i spektroskopi: [ eng. ] . - Bellingham , Washington  : Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers, 2001. - P. 24, 28. - ISBN 0-8194-4104-X .
  8. ↑ Barden, SC; Arns, JA; Colburn, W.S. (juli 1998). d'Odorico, Sandro, red. "Holografiska gitter i volymfas och deras potential för astronomiska tillämpningar" (PDF) . Proc. SPIE . Optisk astronomisk instrumentering ]. 3355 : 866-876. Bibcode : 1998SPIE.3355..866B . DOI : 10.1117/12.316806 . Arkiverad från originalet (PDF) 2010-07-28 . Hämtad 2020-09-12 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  9. ↑ Oke, JB; Gunn, J.E. (1983). "Sekundära standardstjärnor för absolut spektrofotometri". The Astrophysical Journal ]. 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
  10. ↑ Ghigo, F. Karl Jansky  . National Radio Astronomy Observatory . Associated Universities, Inc. Hämtad 24 oktober 2013. Arkiverad från originalet 31 augusti 2006.
  11. ↑ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). "Radiofrekvensenergi från solen". natur _ _ ]. 157 (3980): 158-159. Bibcode : 1946Natur.157..158P . DOI : 10.1038/157158a0 .
  12. ↑ Ryle, M.; Vonberg, D.D. (1946). "Solstrålning på 175 Mc./s". natur _ _ ]. 158 (4010): 339-340. Bibcode : 1946Natur.158..339R . DOI : 10.1038/158339b0 .
  13. ↑ Robertson, Peter. Bortom södra himlar: radioastronomi och Parkes  - teleskopet ] . - University of Cambridge , 1992. - P. 42, 43. - ISBN 0-521-41408-3 . Arkiverad 24 juli 2020 på Wayback Machine
  14. ↑ W.E. Howard. En kronologisk historia av  radioastronomin . Hämtad 2 december 2013. Arkiverad från originalet 14 juli 2012.
  15. ↑ Hur radioteleskop  fungerar . Hämtad 2 december 2013. Arkiverad från originalet 3 december 2013.
  16. ↑ Pressmeddelande: 1974 års Nobelpris i  fysik . Hämtad 2 december 2013. Arkiverad från originalet 11 augusti 2018.
  17. ↑ 1 2 Jenkins, Francis A. Fundamentals of Optics  : [ eng. ]  / Francis A. Jenkins, Harvey E. White. — 4:a. - New York  : McGraw-Hill, 1957. - P.  430-437 . — ISBN 0-07-085346-0 .
  18. ↑ 1 2 3 Morison, Ian. Introduktion till astronomi och kosmologi  : [ eng. ] . - Wiley-Blackwell, 2008. - P. 61. - ISBN 978-0-470-03333-3 . Arkiverad 29 oktober 2013 på Wayback Machine
  19. ↑ Gregory, Stephen A. Introduktion till astronomi och astrofysik  : [ eng. ]  / Gregory, Stephen A., Michael Zeilik. - 4. - Fort Worth [ua] : Saunders College Publ., 1998 . - S.  322 . - ISBN 0-03-006228-4 .
  20. ↑ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 oktober 2013). "Modellera föroreningen av orörd gas i det tidiga universum." The Astrophysical Journal ]. 775 (2) : 111.arXiv : 1306.4663 . Bibcode : 2013ApJ...775..111P . DOI : 10.1088/0004-637X/775/2/111 .
  21. ↑ G. Kirchhoff (juli 1860). "Om förhållandet mellan olika kroppars strålande och absorberande krafter för ljus och värme" . London , Edinburgh och Dublin Philosophical Magazine och Journal of Science ]. Taylor och Francis. 20 (130). Arkiverad från originalet 2020-10-19 . Hämtad 2020-09-12 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  22. ↑ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. Atomisk astrofysik och spektroskopi  : [ eng. ] . - Cambridge: Cambridge University Press , 2010. - S.  7 221 . — ISBN 978-0-521-82536-8 .
  23. ↑ Mahmoud Massoud. §2.1 Svartkroppsstrålning // Tekniska termofluider: termodynamik, fluidmekanik och värmeöverföring: [ eng. ] . - Springer , 2005. - P. 568. - ISBN 3-540-22292-8 .
  24. ↑ Wiens  våglängdsförskjutningskonstant . Laboratorium för fysisk mätning . Arkiverad från originalet den 16 november 2016.
  25. ↑ Stjärnornas ljusstyrka . Australia Telescope National Facility  (12 juli 2004). Hämtad 2 juli 2012. Arkiverad från originalet 9 augusti 2014.
  26. ↑ Stefan-Boltzmann  konstant . Laboratorium för fysisk mätning . Arkiverad från originalet den 29 juli 2020.
  27. ↑ Zwicky, F. (oktober 1937). "Om massorna av nebulosor och kluster av nebulosor". The Astrophysical Journal ]. 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 september 2003). "En brist på mörk materia i vanliga elliptiska galaxer". vetenskap _ _ ]. 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. (juli 1963). "Optisk identifiering av 3c 48, 3c 196 och 3c 286 med stjärnobjekt" . The Astrophysical Journal ]. 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ...138...30M . DOI : 10.1086/147615 . Arkiverad från originalet 2017-09-26 . Hämtad 2020-09-12 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  30. ↑ 1 2 Wallace, PR Fysik: fantasi och verklighet  : [ eng. ] . - Singapore  : World Scientific , 1991. - P.  235-246 . — ISBN 997150930X .
  31. ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Gravitationskollaps. Fysik idag _ ]. 17 (5):21-34. Bibcode : 1964PhT....17e..21C . DOI : 10.1063/1.3051610 .
  32. ↑ Rubin, Vera C.; Graham, JA; Kenney, Jeffrey D.P. (juli 1992). "Kospatiella motroterande stjärnskivor i Virgo E7/S0-galaxen NGC 4550". The Astrophysical Journal ]. 394 : L9. Bibcode : 1992ApJ...394L...9R . DOI : 10.1086/186460 .
  33. ↑ Kudritzki, R.-P. (maj 2010). "Dissekera galaxer med kvantitativ spektroskopi av de ljusaste stjärnorna i universum". Astronomische Nachrichten [ engelska ] ]. 331 (5): 459-473. arXiv : 1002.5039 . Bibcode : 2010AN....331..459K . doi : 10.1002/ asna.200911342 .
  34. ↑ 1 2 3 4 Kitchin, CR Stjärnor, nebulosor och det interstellära mediet: observationsfysik och astrofysik  : [ 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. Astronomisk spektroskopi: en introduktion till astronomiska spektras atom- och molekylfysik  : [ eng. ] . — [Online-Ausg.]. - London  : Imperial College Press, 2005. - P.  46-47 , 99-100. — ISBN 1-86094-513-9 .
  37. ↑ Hirsh, Richard F (juni 1979). "Gasnebulosornas gåta". Isis [ engelska ] ]. 70 (2): 162-212. Bibcode : 1979Isis...70..197H . DOI : 10.1086/352195 . JSTOR 230787 .  
  38. ↑ Bowen, IS (1 oktober 1927). "Ursprunget till nebuliumspektrumet" . natur _ _ ]. 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038/120473a0 .
  39. ↑ Efremov, Yu. N. (22 februari 2011). "Om Vintergatans spiralstruktur". Astronomirapporter _ _ ]. 55 (2): 108-122. arXiv : 1011.4576 . Bibcode : 2011ARep...55..108E . DOI : 10.1134/S1063772911020016 .
  40. ↑ Shu, Frank H. Det fysiska universum: en introduktion till astronomi  : [ eng. ] . - 12. [Dr.]. — Sausalito , Kalifornien.  : Univ. Science Books, 1982. -  S. 232-234 . — ISBN 0-935702-05-9 .
  41. ↑ Hudson, Reggie L. Interstellar medium  . Goddard Space Flight Center Astrochemistry Laboratory. Hämtad 19 november 2013. Arkiverad från originalet 13 juli 2013.
  42. ↑ 1 2 Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, SE (22 juli 2010). "Detektering av C60 och C70 i en ung planetarisk nebulosa" . vetenskap _ _ ]. 329 (5996): 1180-1182. Bibcode : 2010Sci...329.1180C . DOI : 10.1126/science.1192035 . PMID20651118  . _
  43. ↑ Millar, TJ. Damm och kemi inom astronomi: [ 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; Höglund, B; Irvine, W.M.; Olofsson, H; Rydbeck, G (1984). "Spektralskanning av Orion A och IRC+10216 från 72 till 91 GHz". Astronomi och astrofysik ]. 130 :227-56. Bibcode : 1984A&A...130..227J . PMID 11541988 .  
  45. ↑ Hubble pekar ut det längsta protokluster av galaxer som någonsin setts . Arkiverad från originalet den 12 juni 2018. Hämtad 13 januari 2012.
  46. ↑ Haynes, Martha Hubbles  lag . Cornell University . Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 14 juni 2018.
  47. ↑ Huchra, John Extragalactic  Redshifts . California Institute of Technology . Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 22 december 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 januari 2013). "The Abundance of Star-Forming Galaxies in the Redshift Range 8.5-12: Nya resultat från 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. ↑ Hubble-folkräkningen hittar galaxer vid rödförskjutningar 9 till  12 . NASA / ESA . Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 5 april 2018.
  50. ↑ Planck avslöjar ett nästan perfekt universum  . ESA (21 mars 2013). Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 6 december 2013.
  51. ↑ Konstig hastighet  . Swinburne University of Technology. Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 4 april 2019.
  52. ↑ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (februari 1997). "Studie av Jungfruklustret med hjälp av B-bandet Tully-Fisher Relations". The Astrophysical Journal Supplement Series ]. 108 (2): 417-448. Bibcode : 1997ApJS..108..417Y . DOI : 10.1086/312960 .
  53. ↑ 1 2 typer av binära stjärnor  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . Australia Telescope Outreach and Education . Australia Telescope National Facility. Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 8 december 2013.
  54. ↑ 1 2 Gray, Richard O. Stellar spektral klassificering: [ eng. ]  / 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. Atmosfärisk strålning: Teoretisk grund: [ 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. (november 2013). "Molekylär detekterbarhet i exoplanetära emissionsspektra". Ikaros [ engelska ] ]. 226 (2): 1654-1672. arXiv : 1308.4986 . Bibcode : 2013Icar..226.1654T . DOI : 10.1016/j.icarus.2013.08.022 .
  57. ↑ Buss, S (juli 2002). "Fas II av den lilla huvudbältets asteroidspektroskopisk undersökning en funktionsbaserad taxonomi" . Ikaros [ engelska ] ]. 158 (1): 146-177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006/icar.2002.6856 .
  58. ↑ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (maj 1975). "Asteroiders ytegenskaper: en syntes av polarimetri, radiometri och spektrofotometri". Ikaros [ engelska ] ]. 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) Kort före Perihelion: Bevis från oberoende  datamängder . arXiv . Hämtad 3 juni 2015. Arkiverad från originalet 8 mars 2021.
  60. ↑ Knight, Matthew Varför ser ISON grönt ut?  (engelska) . Comet ISON Observing Campaign. Hämtad 26 november 2013. Arkiverad från originalet 3 december 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 oktober 1996). "Upptäckt av röntgenstrålning och extrem ultraviolett strålning från kometen C/Hyakutake 1996 B2" . vetenskap _ _ ]. 274 (5285): 205-209. Bibcode : 1996Sci...274..205L . DOI : 10.1126/science.274.5285.205 . Arkiverad från originalet 2021-10-26 . Hämtad 2020-09-12 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk