Астрономическа спектроскопия — как разкрива състава и движението на звездите

Открийте как астрономическата спектроскопия разкрива химичния състав, температурата и движението на звездите чрез анализ на спектри и Доплерово отместване.

Астрономическата спектроскопия е наука, която използва спектроскопията, за да установи от какви елементи са изградени астрономическите тела, като звезди, планети и мъглявини. Тя може да се използва и за определяне на движението на тези обекти с помощта на доплеровото отместване. Чрез анализ на спектъра — разпределението на светлината по дължина на вълната — учените разчитат „отпечатъците“ на отделните елементи и молекули, измерват физични условия като температура и плътност и установяват кинематични свойства като скорост на въртене и радиална скорост.

Изучаването на спектроскопията и спектрите се използва в астрономията, за да помогне на учените да изучат целия спектър на електромагнитното излъчване, включително видимата светлина, която се излъчва от звездите и други горещи небесни обекти. Спектроскопията може да се използва за откриване на свойствата на далечни звезди и галактики. Тя може да установи техния химичен състав, температура, плътност, маса, разстояние, светимост и относително движение чрез измерване на ефекта на Доплер.

Как работи спектроскопията

Когато светлината от даден обект премине през призма или дифракционна решетка, тя се разлага на отделни дължини на вълната и се получава спектър. В спектъра се различават три основни типа:

• Непрекъснат спектър — излъчва го плътно нагрят обект (напр. черно тяло) и съдържа всички дължини на вълната.
• Емисионни линии — ярки линии в иначе тъмно поле, характерни за рядко горещ газ (напр. емисионни мъглявини), при които атомите излъчват светлина на определени дискретни енергии.
• Абсорбционни линии — тъмни „дупки“ в непрекъснатия спектър, причинени от студен газ пред ярък фон (напр. атмосферата на звезда), който поглъща светлина на специфични дължини на вълната.

Всяка химична съставка има своята уникална комбинация от спектрални линии — това са „отпечатъците“, по които се разпознават елементите и молекулите.

Инструменти и методи

Основните компоненти на съвременните спектрографи са входен отвор (усилвател или слотове), разлагащ елемент (дифракционна решетка или призма), и детектор (обикновено CCD или друг електронен сензор). Разделителната способност на спектрографа, често давана чрез параметъра R = λ/Δλ, определя колко тънки детайли в спектъра могат да се различат.

За калибриране се използват лампи с известни линии (напр. ториево-аргонови), а за коригиране на атомосферните (telluric) поглъщания се прилагат стандарти и модели на атмосферата. В инфрачервената и ултравиолетовата област се използват специализирани детектори и телескопи (например космически телескопи за UV и X-лъчи), а в радио и микровълновия диапазон спектроскопските наблюдения регистрират молекулни линии (напр. CO) в студените облаци.

Как спектрите разкриват състава и условията

Спектралните линии служат като химически подписи. Например, серията Балмер на водорода в видимата област е ключова за изучаване на горещи звезди; линии на хелий и „метали“ (термин в астрономията за всички елементи, по-тежки от хелий) дават информация за звездната популация и еволюция. Интензитетите на линиите и техните съотношения позволяват оценка на температура и плътност чрез модели на излъчване и локален термодинамичен баланс.

Освен присъствието на елементи, ширината и формата на линиите носят информация за: вътрешна турбуленция, ротация на обекта (широки линии при бързо въртене), шокови процеси и магнитни полета (Зееманово разделяне при силни полета).

Измерване на движение — доплерово отместване

Чрез проследяване на смяна в дължината на вълната на известни линии може да се определи радиалната скорост на обекта. За ниски скорости това дава приближено изражение:

v ≈ c · Δλ / λ,

където v е радиалната скорост, c е скоростта на светлината, λ е лабораторната дължина на вълната на линията, а Δλ е наблюдаваното изменение. Доплеровото отместване може да бъде в синя посока (blueshift) при приближаване или в червена посока (redshift) при отдалечаване. Тази техника е незаменима за:

• откриване на екзопланети чрез радиални скорости (малки периодични смущения на скоростта на звезди),
• измерване на орбитални движения в двойни системи,
• оценка на ротационни скорости на звезди и галактики,
• изчисляване на космологични червени отмествания на далечни галактики.

Приложения и примери

• Определяне на химическия състав на звезди — от водород и хелий до по-тежки елементи (желязо, калций, натрий и др.).
• Изследване на мъглявини и междузвезден газ чрез емисионни линии (напр. линия на Hα, O III и др.), които разкриват физическите условия и източниците на възбуждане.
• Проследяване на масово движение в галактики и измерване на разпределението на масата (включително доказателства за тъмна материя).
• Анализ на атмосфери на екзопланети чрез транзитна спектроскопия — идентифициране на молекули като вода, натрий, метан и други.
• Изучаване на еволюцията на звездите чрез определяне на металностите и възрастовите индикатори.

Ограничения и предизвикателства

Спектроскопските наблюдения са силно зависими от калибриране, качеството на детектора и атмосферните условия за земни телескопи. Проблеми включват смесване на линии (line blending), слаб сигнал при много далечни обекти, и поглъщане/емисия от Земната атмосфера (telluric features). За някои честоти (UV, X-ray) е необходими космически обсерватории, тъй като атмосферата ги блокира.

Заключение

Астрономическата спектроскопия е фундаментален инструмент в астрономията, който позволява да „видим“ състава, условията и движенията на небесните обекти без да ги докосваме. Комбинирането на наблюдения в различни дължини на вълната и използването на високата разделителна способност прави спектроскопията мощен метод за разкриване на тайните на Вселената.

Химични свойства на звездите

Нютон използва призма, за да раздели бялата светлина на цветен спектър, а висококачествените призми на Фраунхофер позволяват на учените да видят тъмни линии с неизвестен произход.

Едва през 50-те години на XIX в. Густав Кирхоф и Робърт Бунзен обясняват тъмните линии. Горещите твърди предмети излъчват светлина с непрекъснат спектър, а горещите газове излъчват светлина с определена дължина на вълната. Въпреки това горещите твърди обекти, заобиколени от по-хладни газове, показват почти непрекъснат спектър с тъмни линии, съответстващи на емисионните линии на газовете. Чрез сравняване на абсорбционните линии на Слънцето с емисионните спектри на известни газове може да се открие химическият състав на звездите.

Линии на абсорбция


Емисионни линии


Непрекъснат спектър

Въпроси и отговори

В: Какво представлява астрономическата спектроскопия?

В: За какво може да се използва спектроскопията в астрономията?

Въпрос: Какво представлява доплеровото отместване?

В: Как може да се използва спектроскопията за определяне на свойствата на отдалечени обекти?

В: Каква е връзката между спектроскопията и електромагнитното излъчване?

В: Какво е значението на астрономическата спектроскопия?

В: Как измерванията на доплеровия ефект могат да се използват в астрономическата спектроскопия?

Търсене по буква