Spektroskopia astronomiczna

Astrospektroskopia to nazwa zależnej od długości fali analizy promieniowania z obiektów astronomicznych . W astronomii prawie wyłącznie fale elektromagnetyczne są badane spektroskopowo , tj. H. Fale radiowe , podczerwień , światło , UV , promieniowanie rentgenowskie i promieniowanie gamma . Wyjątkiem są tylko detektory fal grawitacyjnych i fizyka astrocząstek , które badają na przykład neutrina.

Ciągłe widma

Z wyjątkiem krótkofalowych zakresów ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego , widmo ciągłe gwiazdy jest prawie dokładnie zgodne z prawem promieniowania Plancka , tak że każdej z gwiazd można przypisać efektywną temperaturę, w której całkowita energia wyemitowana przez gwiazdę jest równa energii ciała czarnego o tej temperaturze. Długość fali maksimum promieniowania (które występuje w świetle widzialnym większości gwiazd) jest liniowo związana z temperaturą fotosfery ( prawo przemieszczenia Wiena , odkryte w 1896 r.). Ta temperatura powierzchni lub widzialny kolor gwiazdy zasadniczo odpowiada jej klasie widmowej . W podczerwieni i radioastronomii korelacja ta jest również stosowana do chłodniejszych obiektów, takich jak międzygwiazdowy pył lub obłoki gazów .

Linie widmowe

Z widma linii, które emitują obiekty takie jak gwiazdy , mgławice gazowe czy gaz międzygwiazdowy, uzyskuje się informacje o substancjach i pierwiastkach chemicznych obecnych w tych obiektach, a także o ich częstotliwości. Ponieważ siła linii widmowych zmienia się również wraz z temperaturą i ciśnieniem , na podstawie widma liniowego można określić temperaturę i przyspieszenie grawitacyjne , od którego zależy ciśnienie na powierzchni gwiazdy.

Wnioski dotyczące prędkości stycznej, a tym samym rotacji gwiazdy, można wyciągnąć z szerokości linii widmowych w świetle gwiazdy . Ponieważ jeśli jedna krawędź gwiazdy porusza się w kierunku obserwatora z powodu własnego obrotu, a przeciwna krawędź oddala się, efekt Dopplera przesuwa każdą linię widmową na krótsze ( przesunięcie niebieskie ) lub dłuższe długości ( przesunięcie ku czerwieni ). Ze względu na dużą odległość między gwiazdami światło można obserwować tylko z całej powierzchni promieniującej, co oznacza, że ​​linie widmowe się poszerzają. Maksymalne poszerzenie linii widmowej wynika z różnicy między dwoma przesunięciami Dopplera prędkości obrotowej i współczynnikiem Lorentza${\ displaystyle f_ {0}}$${\ displaystyle \ beta = v / c}$${\ displaystyle \ gamma}$

${\ Displaystyle \ Delta f = f_ {0} (1+ \ beta) \ gamma -f_ {0} (1- \ beta) \ gamma = 2f_ {0} \ beta \ gamma}$

Z kolei w przypadku gwiazd podwójnych efekt Dopplera umożliwia określenie prędkości orbitalnej obu gwiazd, pod warunkiem, że mają one większą odległość kątową (wizualne gwiazdy podwójne). Bardzo wąska, spektroskopowa gwiazda podwójna ujawnia się poprzez okresowe podwojenie lub poszerzenie linii widmowych. W przypadku gwiazd pojedynczych efekt Zeemana pozwala na wyciągnięcie wniosków na temat panującego pola magnetycznego .

Bardzo ważną metodą jest spektroskopowe wyznaczanie prędkości radialnej gwiazd. Wraz z ich astrometrycznie wykrywalnym prawidłowym ruchem powoduje to ruch przestrzenny, z którego z. B. wierzchołek słońca i rotację naszego układu Drogi Mlecznej można obliczyć - zobacz także wzory na rotację Oorta .

Jeśli spojrzeć na widma światła emitowanego przez odległe galaktyki , można stwierdzić, że przesunięcie linii widmowych zależy od odległości między galaktykami. Im dalej galaktyka, tym bardziej linie są przesunięte na czerwono. Efekt ten nazywany jest efektem Hubble'a od nazwiska jego odkrywcy . Z tego można wywnioskować, że wszechświat się rozszerza, i pośrednio do jego początku, tak zwany Wielki Wybuch . W przypadku najbardziej odległych galaktyk, gdzie inne metody pomiaru odległości zawodzą, odległość wyznacza się na podstawie przesunięcia ku czerwieni.

Astrospectroscopy mogą być również wykorzystywane do analizy planetarnych atmosferach w Aby móc wypowiadać się na temat zamieszkiwania i biomarkerów .

technologia

Zanim został wprowadzony fotografia , spektroskopijne użyto do naocznie zobaczyć i zmierzyć linii widmowych . Zwykle składały się z pryzmatu i okularu o zmiennym kącie do wysokorozdzielczej spektroskopii słonecznej lub pryzmatu zamocowanego w okularze do spektroskopii gwiazd i mgławic. Siatki dyfrakcyjne były również używane później (patrz spektroskop siatkowy ). W fotografii metody te w coraz większym stopniu zastępowały spektrograf , za pomocą którego można mierzyć nawet słabe widma.

fabuła

Spektroskopia astronomiczna rozpoczęła się od Josefa Fraunhofera , który odkrył ciemne linie w widmie słonecznym w 1814 roku, ale nie był jeszcze w stanie ich wyjaśnić. Interpretacja tych linii Fraunhofera odniosła sukces tylko w wyniku eksperymentów Kirchhoffa i Bunsena , którzy w 1859 roku określili typowe kolory świecących gazów.

Od lat sześćdziesiątych XIX wieku niewytłumaczalne linie wielokrotnie prowadziły do ​​postulowania hipotetycznych elementów, takich jak nebulium , które dopiero później można było prześledzić wstecz do przejść znanych pierwiastków nieznanych w laboratorium. Jednak w 1868 roku widmo słoneczne dostarczyło pierwszych wskazówek dotyczących jeszcze wówczas nieznanego pierwiastka helu .

Już na przełomie wieków można było spektroskopowo zobaczyć duże planety i odległe galaktyczne mgławice emisyjne . Między innymi kanały marsjańskie odkryte w 1877 roku na początku XX wieku zostały zinterpretowane na podstawie rzekomych widm mchu i porostów, co zostało obalone przez sondy kosmiczne Mariner dopiero w latach 60 .

literatura

• Thomas Eversberg, Klaus Vollmann: Spectroscopic Instrumentation - Fundamentals and Guidelines for Astronomers. Springer, Heidelberg 2014, ISBN 3662445344
• John B. Hearnshaw: Analiza światła gwiazd - dwa wieki spektroskopii astronomicznej. Cambridge Univ. Press, Nowy Jork 2014, ISBN 1-10-703174-5
• James B. Kaler: Gwiazdy i ich widma - wprowadzenie do sekwencji widmowej. Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-30494-6
• Günter D. Roth: History of Astronomy , Kosmos-Verlag, Stuttgart 1987
• J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voith: Astronomy , Chapter 5 Light and Matter . Podręcznik, Ed. Harald Lesch, wydanie 5 (1170 stron), Pearson-Studienverlag, Monachium-Boston-Harlow-Sydney-Madryt 2010.

linki internetowe

• Grupa specjalistyczna VdS ds. Spektroskopii

Indywidualne dowody

1. ↑ Lisa Kaltenegger i wsp .: Odszyfrowywanie widmowych odcisków palców egzoplanet nadających się do zamieszkania. Astrobiology, Vol. 10, Issue 1, pp. 89-102, 2010, abstract @ adsabs.harvard.edu, pdf @ arxiv.org, dostęp 16 października 2012