Astronomische Spektroskopie ist die Technik der in der Astronomie verwendeten Spektroskopie. Der Gegenstand der Studie ist das Spektrum der elektromagnetischen Radiation einschließlich des sichtbaren Lichtes, das von Sternen und anderen himmlischen Gegenständen ausstrahlt. Spektroskopie kann verwendet werden, um viele Eigenschaften von entfernten Sternen und Milchstraßen, wie ihre chemische Zusammensetzung, sondern auch ihre Bewegung durch Verschiebungsmaße von Doppler abzuleiten.

Sterne

Astronomische Spektroskopie hat mit den anfänglichen Beobachtungen von Isaac Newton des Lichtes der Sonne begonnen, die durch ein Prisma verstreut ist. Er hat einen Regenbogen der Farbe gesehen, und kann sogar Absorptionslinien gesehen haben. Diese dunklen Bänder, die überall im Sonnenspektrum erscheinen, wurden zuerst im Detail von Joseph von Fraunhofer beschrieben. Die meisten Sternspektren teilen diese zwei dominierenden Eigenschaften des Spektrums der Sonne: Emission an allen Wellenlängen über das optische Spektrum (das Kontinuum) mit vielen getrennten Absorptionslinien, sich aus Lücken der Radiation ergebend.

Das Original von Fraunhofer (1817) Benennungen von Absorptionslinien im Sonnenspektrum

Fraunhofer und Angelo Secchi waren unter den Pionieren der Spektroskopie der Sonne und anderen Sterne. Secchi wird besonders bemerkt, um Sterne in geisterhafte Typen einzuteilen, die auf der Zahl und Kraft der Absorptionslinien in ihren Spektren gestützt sind. Später, wie man fand, ist der Ursprung der geisterhaften Typen mit der Temperatur der Oberfläche des Sterns verbunden gewesen: Besondere Absorptionslinien können nur für eine bestimmte Reihe von Temperaturen beobachtet werden; weil nur in dieser Reihe die beteiligten bevölkerten Atomenergie-Niveaus sind.

Die Absorptionslinien in Sternspektren können verwendet werden, um die chemische Zusammensetzung des Sterns zu bestimmen. Jedes Element ist für einen verschiedenen Satz von Absorptionslinien im Spektrum an Wellenlängen verantwortlich, die äußerst genau durch Laborexperimente gemessen werden können. Dann zeigt eine Absorptionslinie an der gegebenen Wellenlänge in einem Sternspektrum, dass das Element da sein muss. Der besonderen Wichtigkeit sind die Absorptionslinien von Wasserstoff (der in der Atmosphäre fast jedes Sterns gefunden wird); die Wasserstofflinien innerhalb des Sehspektrums sind als Linien von Balmer bekannt.

1868 hat Herr Norman Lockyer starke gelbe Linien im Sonnenspektrum beobachtet, das in Laborexperimenten nie gesehen worden war. Er hat abgeleitet, dass sie wegen eines unbekannten Elements sein müssen, das er Helium, vom griechischen helios (Sonne) genannt hat. Helium wurde auf der Erde bis 25 Jahre später nicht abschließend entdeckt.

Auch in den 1860er Jahren wurden Emissionslinien (besonders eine grüne Linie) im Kranz-Spektrum während Sonneneklipsen beobachtet, die keinen bekannten geisterhaften Linien entsprochen haben. Wieder wurde es vorgeschlagen, dass diese wegen eines unbekannten Elements, provisorisch genannten coronium waren. Erst als die 1930er Jahre, dass es entdeckt wurde, dass diese Linien wegen hoch ionisierten Eisens und Nickels, die hohe Ionisierung waren, die wegen der äußersten Temperatur der Sonnenkorona ist.

In Verbindung mit der Atomphysik und den Modellen der Sternevolution wird Sternspektroskopie heute verwendet, um eine Menge von Eigenschaften von Sternen zu bestimmen: Ihre Entfernung, Alter, Lichtstärke und Rate des Massenverlustes können alle von geisterhaften Studien geschätzt werden, und Verschiebungsstudien von Doppler können die Anwesenheit von verborgenen Begleitern wie schwarze Löcher und exoplanets aufdecken.

Nebelflecke

In den frühen Tagen der teleskopischen Astronomie wurde der Wortnebelfleck verwendet, um jeden krausen Fleck des Lichtes zu beschreiben, das wie kein Stern ausgesehen hat. Viele von diesen, wie der Nebelfleck von Andromeda, hatten Spektren, die auf viele Weisen sehr wie Sternspektren geschaut haben, und sich diese erwiesen haben, Milchstraßen zu sein. Andere, wie der Katzenauge-Nebelfleck, hatten sehr verschiedene Spektren. Als William Huggins auf das Katzenauge geschaut hat, hat er kein dauerndes Spektrum wie das gesehen an der Sonne, aber gerade einigen starken Emissionslinien gefunden. Diese Linien haben keinen bekannten Elementen auf der Erde, und so entsprochen, gerade als Helium an der Sonne identifiziert worden war, haben Astronomen vorgeschlagen, dass die Linien wegen eines neuen Elements, nebulium (gelegentlich nebulum oder nephelium) waren. Der hypothetische nebulium, der angerufen wurde, um für bestimmte helle Linien in gasartigen Nebelflecken verantwortlich zu sein, wurde von Ira Sprague Bowen 1927 als wegen doppelt ionisierten Sauerstoffes an der äußerst niedrigen Dichte gezeigt. Wie Henry Norris Russell gesagt hat, "hat Nebulium spurlos verschwunden." Aber Nebelflecke sind normalerweise äußerst rarefied, viel weniger dicht als das härteste auf der Erde jemals erzeugte Vakuum. In diesen Bedingungen benehmen sich Atome ganz verschieden, und Linien können sich formen, die an normalen Dichten unterdrückt werden. Diese Linien sind als verbotene Linien bekannt, und sind die stärksten Linien in den meisten nebular Spektren.

Milchstraßen

Die Spektren von Milchstraßen sehen etwas ähnlich Sternspektren aus, weil sie aus dem Licht von Millionen von verbundenen Sternen bestehen. Galaktische Spektroskopie hat zu vielen grundsätzlichen Entdeckungen geführt. Edwin Hubble hat in den 1920er Jahren entdeckt, dass, abgesondert von den nächsten (diejenigen darin, was als Local Group bekannt ist), alle Milchstraßen von der Erde zurücktreten. Je weiter weg eine Milchstraße, desto schneller es zurücktritt (sieh das Gesetz von Hubble). Das war die erste Anzeige, dass das Weltall aus einem einzelnen Punkt in einem Urknall entstanden ist.

Verschiebungsstudien von Doppler von Trauben von Milchstraßen durch Fritz Zwicky haben gefunden, dass sich die meisten Milchstraßen viel schneller bewegten, als geschienen ist, davon möglich zu sein, was über die Masse der Traube bekannt war. Zwicky hat Hypothese aufgestellt, dass es sehr viel Nichtleuchtsache in den Milchstraße-Trauben geben muss, die bekannt als dunkle Sache geworden sind.

Quasare

In den 1950er Jahren, wie man fand, wurden einige starke Radioquellen mit sehr dunklen Gegenständen vereinigt, die geschienen sind, sehr blau zu sein. Diese wurden Quasisternradioquellen oder Quasare genannt. Als das erste Spektrum von einem dieser Gegenstände genommen wurde, war es etwas eines Mysteriums mit Absorptionslinien an Wellenlängen, wo niemand erwartet wurde. Es wurde bald begriffen, dass, was gesehen wurde, ein normales galaktisches Spektrum, aber hoch redshifted war. Gemäß dem Gesetz von Hubble hat das angedeutet, dass der Quasar äußerst entfernt, und deshalb hoch leuchtend sein muss. Wie man jetzt denkt, sind Quasare das Milchstraße-Formen mit ihrer äußersten Energieproduktion, die durch supermassive schwarze Löcher wird antreibt.

Planeten und Asteroiden

Planeten und Asteroiden scheinen nur durch das Reflektieren des Lichtes ihres Elternteilsterns. Das widerspiegelte Licht enthält Absorptionsbänder wegen Minerale in der Felsen-Gegenwart für felsige Körper, oder wegen der Element- und Molekül-Gegenwart in den Atmosphären der Gasriesen. Asteroiden können in drei Haupttypen gemäß ihren Spektren eingeteilt werden: Die C-Typen werden aus dem kohlenstoffhaltigen Material gemacht, S-Typen bestehen hauptsächlich aus dem Silikat, und Typen M sind 'metallisch'. C- und S-Typ-Asteroiden sind am üblichsten.

Kometen

Die Spektren von Kometen bestehen aus einem widerspiegelten Sonnenspektrum von den staubigen Wolken, die den Kometen, sowie die Emissionslinien von gasartigen Atomen und Molekülen umgeben, die durch die Sonnenlicht-Fluoreszenz und/oder chemischen Reaktionen aufgeregt sind. Nahe gelegene Kometen können sogar im Röntgenstrahl als Sonnenwindionen gesehen werden, die zum Koma fliegen, werden für neutral erklärt, und cometary Röntgenstrahl-Spektren widerspiegeln deshalb den Staat des Sonnenwinds aber nicht diesen des Kometen. Wie man bekannt, bestehen viele organische Chemikalien in Kometen, und es ist darauf hingewiesen worden, dass cometary Einflüsse die Erde mit viel vom Wasser für seine Ozeane und die für die Bildung des Lebens notwendigen Chemikalien versorgt haben. Es ist sogar darauf hingewiesen worden, dass Leben zur Erde vom interstellaren Raum durch Kometen (die Theorie von Panspermia) gebracht worden sein kann.

Mechanismen

Absorptionsspektren von Nebelflecken und planetarischen Atmosphären (und Benzin in Landexperimenten) entstehen einfach, wenn Moleküle Licht von bestimmten Frequenzen absorbieren und es, wenn überhaupt in Richtungen weg vom Beobachter wiederausstrahlen. Absorptionsspektren von Sternen entstehen aus einem verschiedenen Mechanismus. Das Sternenlicht an den meisten Frequenzen wird von nahe genug zur Oberfläche ausgestrahlt, der es entkommen kann; diese Außenschicht wird den Photobereich genannt. An den Frequenzen, die Moleküle, Atome oder Ionen ausstrahlen und stark, am leichtesten von tieferen Teilen des Photobereichs absorbieren, wird vor dem Entgehen absorbiert. Das Licht, das wir an jenen absorbierten Frequenzen sehen, kommt aus noch seichteren Tiefen. Die seichten Gebiete sind kühler, so ist das Licht, das aus ihnen kommt, schwächer. So enthält das Spektrum relativ dunkle Bänder an den charakteristischen Frequenzen von Bestandteilen der Außenschichten.

Amateurspektroskopie

Es ist nicht hart, Spektren von astronomischen Gegenständen anzusehen. Ein einfacher, selbst gemachter DVD-Spektrograph kann verwendet werden, um Sonnenspektren anzusehen. Bemerken Sie, dass das Schauen an der Sonne direkt oder durch das Nachdenken auf vorläufigen oder dauerhaften Verlust der Vision hinauslaufen kann. Richtige Ausrüstung muss verwendet werden, und Kinder sollten beaufsichtigt werden.

Kürzlich hat es ein Wiederaufleben in der astronomischen Amateurspektroskopie gegeben. Es ist möglich, eine Digitalkamera oder Fernrohr zu verwenden, um Spektren von astronomischen Gegenständen leicht anzusehen.

Billige Beugung gratings wie der Paton Hawksley Sternanalysator oder das Regenbogen-Optik-Sternspektroskop kann verwendet werden, um das Sternenlicht zu spalten. Die Software wie RSpec kann verwendet werden, um die Kurven zu planen.

Eine ausgezeichnete Einführung in die Amateurspektroskopie ist Astronomische Spektroskopie für Dilettanten, veröffentlicht 2011.

Außerdem hat Himmel-& Fernrohr-Zeitschrift ein ausgezeichnetes Videointerview erzeugt, das erklärt, wie man angefangen wird.

Siehe auch

• Trog von Gunn-Peterson
• Lyman-Alpha-Wald
• Fotometrie
• Spektrometer
• Emissionsspektrum
• Atomare und molekulare Astrophysik

Außenverbindungen

• Bibliotheken von Sternspektren - D. Montes, UCM
• Spektroskopie durch Amateurastronomen
• Der Sternanalysator 100 Galerie User