천체 분광학

Astronomical spectroscopy
1898년 릭 천문대의 별-분광경.James Keeler가 설계하고 John Brashear가 시공했습니다.

천문분광학은 가시광선, 자외선, X선, 적외선, 그리고 별과 다른 천체에서 방사되는 전파를 포함한 전자기 방사 스펙트럼을 측정하기 위해 분광학 기술을 사용하는 천문학의 학문이다.별의 스펙트럼은 항성의 화학 성분, 온도, 밀도, 질량, 거리, 광도와 같은 많은 특성을 드러낼 수 있습니다.분광학은 도플러 이동을 측정함으로써 관찰자를 향하거나 관찰자로부터 멀어지는 운동 속도를 보여줄 수 있다.분광학은 또한 행성, 성운, 은하, 그리고 활동 은하핵과 같은 많은 다른 유형의 천체 물체의 물리적 특성을 연구하는데 사용된다.

배경

다른 파장의 전자기 방사선에 대한 지구 대기의 불투명도.대기는 일부 파장을 차단하지만 가시광선과 광범위한 전파에 대해서는 대부분 투명하다.

천체 분광학은 가시광선, 전파, X선 등 전자기 스펙트럼의 세 가지 주요 방사선 대역을 측정하는데 사용된다.모든 스펙트럼 분석에서는 스펙트럼의 특정 대역을 조사하지만 주파수에 따라 신호를 획득하기 위해서는 다른 방법이 필요하다.오존(O3)과 분자산소2(O)는 파장이 300nm 미만인 빛을 흡수하기 때문에 X선과 자외선 분광학에서는 위성 망원경이나 로켓 탑재 [1]: 27 검출기를 사용해야 합니다.무선 신호는 광신호보다 파장이 훨씬 길기 때문에 안테나나 라디오 접시를 사용해야 합니다.적외선은 대기 중의 물과 이산화탄소에 의해 흡수되기 때문에 광학 분광학에서 사용되는 것과 비슷하지만 적외선 [2]스펙트럼의 대부분을 기록하기 위해서는 위성이 필요하다.

광분광학

반사 격자에서는 입사광이 0차(검은색)를 제외하고 서로 다른 파장을 분리하는 여러 회절 순서(빨간색 및 파란색 선)로 분리됩니다.

물리학자들은 아이작 뉴턴이 빛의 [3]굴절 특성을 관찰하기 위해 간단한 프리즘을 처음 사용한 이후 태양 스펙트럼을 관찰해 왔다.1800년대 초에 조셉 폰 프라운호퍼는 유리 제조업자로서의 기술을 사용하여 매우 순수한 프리즘을 만들어 냈고, 이는 그가 574개의 어두운 선을 연속적으로 [4]관찰할 수 있게 했다.그 직후, 그는 금성, 달, 화성, 그리고 베텔게우스 같은 다양한 별들의 스펙트럼을 관찰하기 위해 망원경과 프리즘을 결합했다; 그의 회사는 1884년 [5]: 28–29 폐쇄될 때까지 그의 원래 디자인을 바탕으로 고품질 굴절 망원경을 계속해서 제작하고 판매했다.

프리즘의 분해능은 크기에 의해 제한된다; 더 큰 프리즘은 더 상세한 스펙트럼을 제공하지만, 질량의 증가는 프리즘을 매우 상세한 [6]작업에 적합하지 않게 만든다.이 문제는 1900년대 초 캐나다 [5]: 11 오타와에 있는 도미니언 천문대에서 J.S. Plaskett에 의해 고품질 반사 격자를 개발하면서 해결되었다.거울에 부딪히는 빛은 같은 각도로 반사되지만 빛의 작은 부분은 다른 각도로 굴절됩니다. 이는 재료의 굴절률과 [7]빛의 파장에 따라 달라집니다.다수의 평행미러를 이용한 '블레이드' 격자를 작성함으로써 빛의 작은 부분을 집중시켜 시각화할 수 있다.이 새로운 분광기는 프리즘보다 더 세밀하고 빛이 덜 필요하며 격자를 [6]기울여 스펙트럼의 특정 영역에 초점을 맞출 수 있었다.

블레이즈드 그레이팅의 제한은 미러의 폭이며, 미러 폭은 포커스가 손실되기 전에 한정된 양만 접지할 수 있습니다. 최대값은 약 1000 라인/mm입니다.이러한 한계를 극복하기 위해 홀로그래픽 그래팅이 개발되었습니다.부피상 홀로그래픽 격자는 유리 표면에 2색화된 젤라틴 박막을 사용하고, 그 후 간섭계에 의해 생성된 파형 패턴에 노출된다.이 파동 패턴은 블레이즈 그레이팅과 유사한 반사 패턴을 설정하지만, 반사 각도가 젤라틴 내 원자의 배열에 따라 달라지는 과정인 브래그 회절을 활용합니다.홀로그래픽 그레이팅은 최대 6000줄/mm까지 가능하며 광 채집 효율이 블레이즈 그레이팅보다 최대 2배 향상됩니다.홀로그래픽 격자는 두 장의 유리 사이에 밀봉되어 있기 때문에 매우 다용도이며, [8]교체가 필요할 때까지 수십 년 동안 지속될 수 있습니다.

분광기의 격자 또는 프리즘에 의해 산란된 빛은 검출기로 기록할 수 있다.역사적으로 사진판은 전자 검출기가 개발될 때까지 스펙트럼을 기록하는 데 널리 사용되었으며, 오늘날 광학 분광기는 대부분 전하 결합 소자(CCD)를 사용한다.스펙트럼의 파장 스케일은 가스 방전 램프에서 알려진 파장의 방출선 스펙트럼을 관찰하여 교정할 수 있습니다.스펙트럼의 플럭스 스케일은 빛의 대기 흡수 보정을 통해 표준 별의 관측과 비교하여 파장의 함수로 보정할 수 있다. 이를 분광 광도 [9]측정이라고 한다.

전파 분광학

전파천문학은 1930년대 초 벨 연구소에서 일하던 칼 얀스키의 연구로 설립되었다.그는 대서양 횡단 무선 송신의 잠재적 간섭원을 조사하기 위해 무선 안테나를 만들었다.발견된 소음원 중 하나는 지구가 아니라 궁수자리의 [10]은하수 중심에서 왔다.1942년 JS Hey는 군사용 레이더 [1]: 26 수신기를 사용하여 태양의 무선 주파수를 포착했다.전파 분광학은 1951년 21센티미터의 HI 라인이 발견되면서 시작되었다.

무선 간섭계

전파 간섭계는 1946년 조지프 레이드 포시, 루비 페인-스코트, 린제이 맥크레디가 200 MHz의 태양 복사를 관측하기 위해 바다 절벽 위에 있는 하나의 안테나를 사용했을 때 개척되었다.하나는 태양에서 직접, 다른 하나는 해수면에서 반사되는 두 개의 입사 빔이 필요한 [11]간섭을 일으켰다.최초의 멀티 리시버 간섭계는 같은 해에 마틴 라일과 본버그에 [12][13]의해 만들어졌습니다.1960년, Ryle과 Antony Hewish는 간섭계 [14]데이터를 분석하는 조리개 합성 기술을 발표했다.자기 상관 및 이산 푸리에 변환을 수반하는 조리개 합성 프로세스는 플럭스의 [15]공간 및 주파수 변동을 모두 복구합니다.그 결과 세 번째 축이 주파수인 3D 영상이 생성됩니다.이 업적으로 라일과 휴이쉬는 1974년 노벨 [16]물리학상을 공동 수상했다.

X선 분광법

주요 기사: X선 천문학

별과 그 특성

Continuous spectrum
연속 스펙트럼
Emission lines
방사선(이산 스펙트럼)
Absorption lines
흡수선(이산 스펙트럼)

화학적 성질

뉴턴은 프리즘을 이용해 하얀 빛을 다양한 색상으로 쪼개었고 프라운호퍼의 고품질 프리즘은 과학자들이 기원을 알 수 없는 어두운 선을 볼 수 있게 했다.1850년대에 Gustav Kirchhoff와 Robert Bunsen은 이러한 어두운 선 뒤에 있는 현상을 묘사했다.고온 고체 물체는 연속 스펙트럼의 빛을 내고, 고온 가스는 특정 파장의 빛을 방출하며, 냉각 가스로 둘러싸인 고온 고체 물체는 기체 [5]: 42–44 [17]방출선에 대응하는 어두운 선으로 근연속 스펙트럼을 나타낸다.태양의 흡수선과 알려진 가스의 방출 스펙트럼을 비교함으로써 별의 화학적 조성을 결정할 수 있다.

다음 표에 주요 프라운호퍼 선과 그와 관련된 요소를 나타냅니다.초기 발머 시리즈의 명칭은 괄호 안에 표시되어 있습니다.

지정 요소 파장(nm)
y 오2 898.765
Z 오2 822.696
A 오2 759.370
B 오2 686.719
C(Hα) H 656.281
a 오2 627.661
D1. 나 589.592
D2. 나 588.995
D3 또는 D 그 587.5618
e Hg 546.073
E2. Fe 527.039
b1. Mg 518.362
b2. Mg 517.270
b3. Fe 516.891
b4. Mg 516.733
지정 요소 파장(nm)
c Fe 495.761
F(Hβ) H 486.134
d Fe 466.814
e Fe 438.355
G' (H)) H 434.047
G Fe 430.790
G Ca 430.774
h(H)) H 410.175
H Ca+ 396.847
K Ca+ 393.368
L Fe 382.044
N Fe 358.121
P 티+ 336.112
T Fe 302.108
t 니 299.444

태양의 모든 원소가 즉시 확인된 것은 아니다.다음으로 두 가지 예를 제시하겠습니다.

  • 1868년 Norman Lockyer와 Pierre Jansen은 독립적으로 Lockyer가 새로운 원소로 결정한 나트륨 더블렛(D와12 D) 옆에 있는 선을 관찰했습니다.그는 그것을 헬륨이라고 이름 지었지만,[5]: 84–85 1895년이 되어서야 이 원소가 지구에서 발견되었다.
  • 1869년 천문학자 찰스 아우구스투스 영과 윌리엄 하크니스는 독립적으로 일식 동안 태양 코로나에서 새로운 녹색 방출선을 관찰했다.이 "새로운" 원소는 코로나에서만 발견되었기 때문에 코로나라고 잘못 명명되었습니다.1930년대에 이르러서야 월터 그로트리안과 벵트 에들렌은 530.3 nm의 스펙트럼 라인이 고이온화 철([18]Fe) 때문이라는13+ 것을 발견했다.코로나 스펙트럼의 다른 특이한 선들도 니켈과 칼슘과 같이 높은 전하를 띤 이온에 의해 발생하는데, 높은 이온화는 태양 [1]: 87, 297 코로나의 극단적인 온도 때문이다.

현재까지 태양의 흡수 라인은 293.5~877.0nm에 20,000개 이상 나열되었지만, 이러한 라인의 약 75%만이 원소 [1]: 69 흡수와 연결되어 있다.

발광 스펙트럼 내의 각 스펙트럼 라인의 폭을 해석하는 것으로, 항성에 존재하는 원소와 그 상대적인 농도를 모두 [7]구할 수 있다.이 정보를 사용하여 별은 항성 집단으로 분류할 수 있습니다. 종족 I 별은 가장 어린 별이며 금속 함량이 가장 높습니다(우리 태양은 종족 I 별입니다). 반면 종족 III 별은 금속 [19][20]함량이 매우 낮은 가장 오래된 별입니다.

온도 및 크기

다양한 온도에 맞춰 검은색 몸매가 휘어집니다.

1860년 구스타프 키르히호프는 모든 [21][22]파장에서 전자기 복사를 방출하는 물질인 검은 물체에 대한 아이디어를 제안했다.1894년 빌헬름 빈은 흑체의 온도(T)와 최대 방출 파장(θmax)[23]을 연관짓는 식을 도출했다.

b는 빈의 변위 상수라고 불리는 비례 상수이며, 2.897771955와 같다.×[24]10−3 mkK이 방정식을 빈의 법칙이라고 합니다.별의 피크 파장을 측정함으로써 표면 온도를 [17]결정할 수 있다.예를 들어 별의 피크 파장이 502 nm이면 대응하는 온도는 5778 켈빈입니다.

별의 광도는 주어진 [25]시간 동안의 전자기 에너지 출력의 측정값입니다.광도(L)는 별의 온도(T)와 다음과 같이 연관될 수 있다.

2 4 { \ L \ R^ { } \ { 4 } ,

여기서 R은 별의 반지름이고 θ는 스테판-볼츠만 상수이며 값은 5.670374419이다.×[26]10−8 WmmkK−2−4따라서 (직접 측정과 계산을 통해) 광도와 온도를 모두 알 수 있을 때 별의 반지름을 결정할 수 있습니다.

다음 항목도 참조하십시오.명도 및 매그니튜드(천체학)

은하계

은하의 스펙트럼은 수십억 개의 별이 합쳐진 빛으로 구성되어 있기 때문에 항성 스펙트럼과 비슷해 보입니다.

1937년 프리츠 츠비키의 은하단 도플러 이동 연구는 은하단 내의 은하들이 가시광선으로 추측되는 은하단의 질량으로부터 가능한 것처럼 보이는 것보다 훨씬 더 빠르게 움직이고 있다는 것을 발견했습니다.Zwicky는 은하단 안에 암흑 물질로 [27]알려진 많은 양의 비휘도 물질이 있을 것이라는 가설을 세웠다.그의 발견 이후, 천문학자들은 많은 은하와 우주의 대부분이 암흑 물질로 이루어져 있다는 것을 밝혀냈다.그러나 2003년에 네 개의 은하(NGC 821, NGC 3379, NGC 4494, NGC 4697)는 그 안에 포함된 별들의 움직임에 영향을 미치는 암흑 물질이 거의 또는 전혀 없다는 것이 밝혀졌습니다. 암흑 물질이 없는 이유는 [28]알려지지 않았습니다.

1950년대에 강한 전파원은 매우 어둡고 매우 붉은 물체와 관련이 있는 것으로 밝혀졌다.이 물체들 중 하나의 첫 번째 스펙트럼을 취했을 때, 어떤 것도 예상하지 못한 파장에 흡수선이 있었다.관측된 것이 정상적인 은하 스펙트럼이라는 것을 곧 알게 되었지만, 매우 붉은 빛이 [29][30]변했습니다.이들은 1964년 [31]Hong-Yee Chiu에 의해 준성형 전파원, 즉 퀘이사로 명명되었다.퀘이사는 이제 초대질량 블랙홀에 [30]의해 구동되는 극도의 에너지 출력을 가진 우리 우주의 초기에 형성된 은하로 생각됩니다.

은하의 성질은 은하 안에서 발견된 별들을 분석함으로써 결정될 수도 있다.처녀자리 은하단에 있는 NGC 4550은 별들의 많은 부분이 다른 부분과 반대 방향으로 회전하고 있습니다.이 은하는 서로 [32]반대 방향으로 회전하고 있던 두 개의 작은 은하가 합쳐진 것으로 여겨진다.은하에 있는 밝은 별들은 또한 은하까지의 거리를 결정하는 데 도움을 줄 수 있는데, 이것은 [33]시차나 표준 초보다 더 정확한 방법일 수 있습니다.

성간 매질

주요 기사:성간 매질

성간 매체는 은하계에서 항성계 사이의 공간을 차지하는 물질이다.이 물질의 99%는 기체이다 - 수소, 헬륨, 그리고 산소와 같은 소량의 다른 이온화 원소들.나머지 1%는 주로 흑연, 규산염 및 [34]얼음으로 생각되는 먼지 입자입니다.먼지와 가스의 구름은 성운이라고 불린다.

성운에는 크게 흡수성운, 반사성운, 방출성운의 세 가지 유형이 있습니다.흡수성운(또는 어두운)은 먼지와 가스의 양으로 이루어져 있기 때문에 뒤에 있는 별빛을 가리기 때문에 측광학이 어렵습니다.반사성운은 이름에서 알 수 있듯이 가까운 별들의 빛을 반사합니다.그들의 스펙트럼은 빛이 더 푸르긴 하지만 그들을 둘러싼 별들과 같다; 짧은 파장이 긴 파장보다 더 잘 산란된다.발광성운은 화학조성에 [34]따라 특정 파장의 빛을 방출한다.

가스 방출 성운

천문분광학 초기에 과학자들은 기체 성운의 스펙트럼에 당황했다.1864년 윌리엄 허긴스는 많은 성운들이 별처럼 완전한 스펙트럼이 아닌 방출선만을 보인다는 것을 알아챘다.키르히호프의 연구에서, 그는 성운이 "광휘가스나 [35]증기의 엄청난 덩어리"를 포함해야 한다고 결론지었다.그러나, 어떤 지상 원소에도 연결할 수 없는 여러 개의 방출선이 있었으며, 그 중 가장 밝은 선은 495.9nm와 500.[36]7nm였다.이 선들은 1927년 Ira Bowen이 방출선이 고이온화 산소(O+2)[37][38]에서 나온다는 것을 결정하기 전까지 새로운 원소인 네블륨에 기인했다.이러한 방출선은 금지된 선이기 때문에 실험실에서 복제할 수 없었다. 성운의 낮은 밀도(입방센티미터당 원자 1개)[34]는 다른 [36]원자와 충돌하지 않고 금지된 선 방출을 통해 준안정 이온이 붕괴할 수 있게 해준다.

모든 방출성운은 태양열이 이온화를 일으키는 별 주변이나 근처에서 발견되는 것은 아니다.대부분의 가스 방출 성운은 중성 수소로 구성되어 있다.지면 상태에서 중성 수소는 두 가지 가능한 스핀 상태를 가집니다: 전자는 양성자의 스핀과 반대 스핀을 가집니다.원자가 이 두 상태 사이를 이동할 때 21cm의 [34]방출선 또는 흡수선을 방출한다.이 회선은 무선 범위 내에 있어 매우 정밀한 [36]측정을 가능하게 합니다.

  • 구름의 속도는 도플러 시프트를 통해 측정할 수 있습니다.
  • 21cm 선의 강도는 구름 속 원자의 밀도와 수를 나타낸다.
  • 클라우드의 온도를 계산할 수 있습니다.

비록 나선은하의 정확한 숫자와 위치가 현재 진행 중인 [39]연구 대상이지만, 이 정보를 사용하여 은하수의 모양이 나선은하로 결정되었습니다.

복합 분자

주요 기사:성간 분자 목록

성간 매체의 먼지와 분자는 측광학에서 광도를 흐리게 할 뿐만 아니라 분광학에서 흡수선을 발생시킨다.이들의 스펙트럼 특성은 다른 에너지 수준 사이의 성분 전자의 전이 또는 회전 또는 진동 스펙트럼에 의해 생성된다.검출은 일반적으로 스펙트럼의 [40]무선, 마이크로파 또는 적외선 부분에서 발생합니다.이러한 분자들을 형성하는 화학 반응은 차갑고 확산된[41] 구름이나 자외선으로 [42]빛나는 밀집된 지역에서 일어날 수 있습니다.우주에서 알려진 대부분의 화합물은 아세틸렌 CH와 아세톤(CH22)2과 같은3 작은 분자부터 다양한 유기물이다.CO:[43] 전체 등급의 대형 분자(예: 풀레렌[42] 및 다환 방향족 탄화수소), 흑연 또는 기타 토양 [44]물질과 같은 고체.

우주의 움직임

레드시프트와 블루시프트

별과 성간 가스는 은하를 형성하기 위해 중력에 의해 결합되고, 은하단은 은하단에서 [45]중력에 의해 결합될 수 있습니다.은하수와 국부 은하군에 있는 은하들을 제외한 거의 모든 은하들이 우주의 [18]팽창으로 인해 우리로부터 멀어지고 있습니다.

도플러 효과와 적색 편이

항성 물체의 움직임은 그들의 스펙트럼을 통해 결정될 수 있다.도플러 효과 때문에 우리를 향해 움직이는 물체는 블루시프트 되고 멀어지는 물체는 레드시프트 된다.적색 편이광의 파장은 광원보다 빨갛게 나타나며 더 길다.반대로, 블루시프트 빛의 파장은 짧고, 소스 빛보다 더 푸르게 보입니다.

0 \ \ _ { 0 }、 \ v { } 、 {\、 {\ \ \ 、 {\ 、 wa wa wa wa wa파장입니다.v<0은 블루시프트된 파장인 δ0<에 대응합니다.적색 편이 흡수선 또는 방출선은 정지선보다 스펙트럼의 적색 끝을 향해 더 많이 나타난다.1913년 베스토 슬립허는 안드로메다 은하가 은하수를 향해 움직이고 있다는 것을 의미하며 블루쉬프트로 변한다는 것을 알아냈다.그는 4개를 제외한 20개의 다른 은하들의 스펙트럼을 기록했고 지구를 기준으로 속도를 계산할 수 있었다.에드윈 허블은 나중에 허블의 법칙을 정의하기 위해 이 정보와 자신의 관찰 결과를 사용할 것입니다.은하는 지구에서 멀리 떨어져 있을수록 [18][46]우리로부터 더 빨리 멀어지고 있습니다.허블의 법칙은 다음과 같이 일반화될 수 있다.

서v {\ v는 속도(또는 허블 흐름), 0은 허블 상수, {\ d는 지구로부터의 거리입니다.

적색 편이(z)는 다음 [47]방정식으로 나타낼 수 있습니다.

적색 편이 계산, z
파장 기준 빈도에 근거하다

이 식에서 주파수는 파장은로 표시되며 z 값이 클수록 빛이 빨갛게 변하며 물체가 지구로부터 멀리 떨어져 있습니다.2013년 1월 현재 허블 울트라 딥 필드를 사용하여 발견된 가장 큰 적색편이는 130억 년 이상(우주는 약 138억 2천만 년)[48][49][50]입니다.

도플러 효과와 허블의 법칙을 결합하여 z c{\ z라는 방정식을 수 있습니다. 여기서 c는 빛의 속도입니다.

특이 운동

중력에 묶여 있는 물체는 공통 질량 중심을 중심으로 회전합니다.항성체의 경우 이 운동을 특이한 속도라고 하며 허블 흐름을 바꿀 수 있습니다.따라서 허블의 [51]법칙에 고유 운동에 대한 추가 용어를 추가해야 합니다.

단순한 허블 법칙에 기초한 예상된 적색편이 특이한 움직임으로 인해 가려지기 때문에 이 움직임은 태양이나 은하 스펙트럼을 볼 때 혼란을 일으킬 수 있습니다.예를 들어 처녀자리 은하단의 모양과 크기는 [52]은하단 내 은하의 매우 큰 특이 속도 때문에 과학적으로 매우 정밀하게 조사되어 왔습니다.

쌍성

서로 다른 크기의 별 두 개가 질량 중심을 돌고 있습니다.스펙트럼은 별의 위치와 속도에 따라 분할되는 것을 볼 수 있다.

행성들이 중력에 의해 별에 결합될 수 있는 것처럼, 한 쌍의 별들은 서로 공전할 수 있다.어떤 쌍성은 시각적인 쌍성으로, 망원경을 통해 서로 공전하는 것을 관찰할 수 있습니다.그러나 일부 쌍성은 너무 가까워서 분해할 [53]수 없습니다.이 두 별은 분광계를 통해 볼 때 합성 스펙트럼을 보여줍니다. 즉, 각 별의 스펙트럼이 합산됩니다.이 복합 스펙트럼은 별들이 비슷한 광도와 다른 스펙트럼 [54]등급일 때 검출하기 쉬워진다.

분광 쌍성은 반지름 속도 때문에도 검출될 수 있습니다. 쌍성이 서로 주위를 공전할 때 다른 별은 지구 쪽으로 이동하면서 복합 스펙트럼에 도플러 변화를 일으킬 수 있습니다.시스템의 궤도 평면에 따라 관측된 이동의 크기가 결정됩니다. 관측자가 궤도 평면에 수직을 바라보고 있으면 관측된 반경 [53][54]속도는 없습니다.예를 들어, 회전목마를 옆에서 보면 동물들이 당신 쪽으로 움직이거나 멀어지는 것을 볼 수 있지만, 바로 위에서 보면 수평면에서만 움직인다.

행성, 소행성, 혜성

행성, 소행성, 그리고 혜성은 모두 모항성의 빛을 반사하고 그들만의 빛을 방출한다.태양계 행성과 소행성을 포함한 더 차가운 물체의 경우, 대부분의 방출은 우리가 볼 수 없는 적외선 파장에서 이루어지지만, 그것들은 정기적으로 분광계로 측정된다.혜성이나 대기가 있는 행성과 같은 가스로 둘러싸인 물체의 경우, 가스의 스펙트럼을 고체 물체의 스펙트럼에 각인시키면서 가스의 특정 파장에서 추가적인 방출과 흡수가 일어납니다.두꺼운 대기를 가지고 있거나 완전한 구름을 덮고 있는 행성(예: 가스 거대 행성, 금성, 토성의 위성 타이탄)의 경우 스펙트럼은 대부분 [55]또는 완전히 대기에만 기인합니다.

행성

행성의 반사광은 암석에 존재하는 광물이나 대기에 존재하는 원소와 분자 때문에 흡수 띠를 가지고 있다.지금까지 3,500개 이상의 외계행성이 발견되었다.이러한 행성들에는 지구와 비슷한 행성들뿐만 아니라 소위 '뜨거운 목성'이라고 불리는 행성들도 포함됩니다.분광학을 이용하여 알칼리 금속, 수증기, 일산화탄소, 이산화탄소, 메탄과 같은 화합물이 [56]모두 발견되었다.

소행성

소행성은 스펙트럼에 따라 크게 세 가지로 분류할 수 있다.원래 범주는 Clark R에 의해 만들어졌다.1975년 채프먼, 데이비드 모리슨, 벤 젤너, 그리고 데이비드 J.에 의해 더욱 확장되었습니다. 1984년에 도난당했어요현재 Tholen 분류로 알려져 있는 C형은 탄소질 물질로 이루어져 있으며 S형은 주로 규산염으로 구성되어 있으며 X형은 '금속'이다.특이한 소행성에 대한 다른 분류가 있다.C와 S형 소행성은 가장 흔한 소행성이다.2002년 톨렌 분류는 SMASS 분류로 더욱 "진화"되었고,[57][58] 소행성의 보다 정확한 분광 분석을 위해 분류의 수를 14개에서 26개로 확대했다.

혜성

햐쿠타케 혜성의 광학 스펙트럼.

혜성의 스펙트럼은 혜성을 둘러싼 먼지 구름에서 반사된 태양 스펙트럼뿐만 아니라 햇빛이나 화학 반응에 의해 형광에 들뜬 기체 원자와 분자의 방출선으로 구성된다.예를[59] 들어 ISON 혜성의 화학조성은 시안(CN)과 2, 3탄소 원자(C2, C3)[60]의 방출선이 뚜렷하여 분광법으로 측정되었다.근처 혜성은 심지어 혼수상태로 날아가는 태양풍 이온이 중화되면서 엑스레이로 볼 수 있다.따라서 혜성 X선 스펙트럼은 [61]혜성보다는 태양풍 상태를 반영한다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d Foukal, Peter V. (2004). Solar Astrophysics. Weinheim: Wiley VCH. p. 69. ISBN 3-527-40374-4.
  2. ^ "Cool Cosmos - Infrared Astronomy". California Institute of Technology. Retrieved 23 October 2013.
  3. ^ Newton, Isaac (1705). Opticks: Or, A Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colours of Light. London: Royal Society. pp. 13–19.
  4. ^ Fraunhofer, Joseph (1817). "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre". Annalen der Physik. 56 (7): 282–287. Bibcode:1817AnP....56..264F. doi:10.1002/andp.18170560706.
  5. ^ a b c d Hearnshaw, J.B. (1986). The analysis of starlight. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-39916-5.
  6. ^ a b Kitchin, C.R. (1995). Optical Astronomical Spectroscopy. Bristol: Institute of Physics Publishing. pp. 127, 143. ISBN 0-7503-0346-8.
  7. ^ a b Ball, David W. (2001). Basics of Spectroscopy. Bellingham, Washington: Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers. pp. 24, 28. ISBN 0-8194-4104-X.
  8. ^ Barden, S.C.; Arns, J.A.; Colburn, W.S. (July 1998). d'Odorico, Sandro (ed.). "Volume-phase holographic gratings and their potential for astronomical applications" (PDF). Proc. SPIE. Optical Astronomical Instrumentation. 3355: 866–876. Bibcode:1998SPIE.3355..866B. CiteSeerX 10.1.1.25.5736. doi:10.1117/12.316806. S2CID 17445305.
  9. ^ Oke, J. B.; Gunn, J. E. (1983). "Secondary standard stars for absolute spectrophotometry". 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. Retrieved 24 October 2013.
  11. ^ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). "Radio-Frequency Energy from the Sun". Nature. 157 (3980): 158–159. Bibcode:1946Natur.157..158P. doi:10.1038/157158a0. PMID 21015114. S2CID 4056021.
  12. ^ Ryle, M.; Vonberg, D. D. (1946). "Solar Radiation on 175 Mc./s". Nature. 158 (4010): 339–340. Bibcode:1946Natur.158..339R. doi:10.1038/158339b0. S2CID 4097569.
  13. ^ Robertson, Peter (1992). Beyond southern skies: radio astronomy and the Parkes telescope. University of Cambridge. pp. 42, 43. ISBN 0-521-41408-3.
  14. ^ W. E. Howard. "A Chronological History of Radio Astronomy" (PDF). Archived from the original (PDF) on 2012-07-14. Retrieved 2 December 2013.
  15. ^ "How Radio Telescopes Work". Archived from the original on 3 December 2013. Retrieved 2 December 2013.
  16. ^ "Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics". Retrieved 2 December 2013.
  17. ^ a b Jenkins, Francis A.; Harvey E. White (1957). Fundamentals of Optics (4th ed.). New York: McGraw-Hill. pp. 430–437. ISBN 0-07-085346-0.
  18. ^ a b c Morison, Ian (2008). Introduction to Astronomy and Cosmology (PDF). Wiley-Blackwell. p. 61. ISBN 978-0-470-03333-3. Archived from the original (PDF) on 2013-10-29.
  19. ^ Gregory, Stephen A.; Michael Zeilik (1998). Introductory astronomy & astrophysics (4. ed.). Fort Worth [u.a.]: Saunders College Publ. p. 322. ISBN 0-03-006228-4.
  20. ^ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 October 2013). "Modeling the Pollution of Pristine Gas in the Early Universe". The Astrophysical Journal. 775 (2): 111. arXiv:1306.4663. Bibcode:2013ApJ...775..111P. doi:10.1088/0004-637X/775/2/111. S2CID 119233184.
  21. ^ G. Kirchhoff (July 1860). "On the relation between the radiating and absorbing powers of different bodies for light and heat". The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science. Taylor & Francis. 20 (130).
  22. ^ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. (2010). Atomic astrophysics and spectroscopy. Cambridge: Cambridge University Press. pp. 7, 221. ISBN 978-0-521-82536-8.
  23. ^ Mahmoud Massoud (2005). "§2.1 Blackbody radiation". Engineering thermofluids: thermodynamics, fluid mechanics, and heat transfer. Springer. p. 568. ISBN 3-540-22292-8.
  24. ^ "2018 CODATA Value: Wien wavelength displacement law constant". The NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. NIST. 20 May 2019. Retrieved 2019-05-20.
  25. ^ "Luminosity of Stars". Australia Telescope National Facility. 12 July 2004. Archived from the original on 9 August 2014. Retrieved 2 July 2012.
  26. ^ "2018 CODATA Value: Stefan–Boltzmann constant". The NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. NIST. 20 May 2019. Retrieved 2019-05-20.
  27. ^ Zwicky, F. (October 1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". 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). "A Dearth of Dark Matter in Ordinary Elliptical Galaxies". Science. 301 (5640): 1696–1698. arXiv:astro-ph/0308518. Bibcode:2003Sci...301.1696R. doi:10.1126/science.1087441. PMID 12947033. S2CID 120137872.
  29. ^ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (July 1963). "Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects". The Astrophysical Journal. 138: 30. Bibcode:1963ApJ...138...30M. doi:10.1086/147615. Archived from the original on September 26, 2017.
  30. ^ a b Wallace, P.R. (1991). Physics : imagination and reality. Singapore: World Scientific. pp. 235–246. ISBN 997150930X.
  31. ^ Chiu, Hong-Yee (1964). "Gravitational collapse". Physics Today. 17 (5): 21–34. Bibcode:1964PhT....17e..21C. doi:10.1063/1.3051610.
  32. ^ Rubin, Vera C.; Graham, J. A.; Kenney, Jeffrey D. P. (July 1992). "Cospatial counterrotating stellar disks in the Virgo E7/S0 galaxy NGC 4550". The Astrophysical Journal. 394: L9. Bibcode:1992ApJ...394L...9R. doi:10.1086/186460.
  33. ^ Kudritzki, R.-P. (May 2010). "Dissecting galaxies with quantitative spectroscopy of the brightest stars in the Universe". Astronomische Nachrichten. 331 (5): 459–473. arXiv:1002.5039. Bibcode:2010AN....331..459K. doi:10.1002/asna.200911342. S2CID 119211740.
  34. ^ a b c d Kitchin, C.R. (1987). Stars, nebulae, and the interstellar medium : observational physics and astrophysics. Bristol: A. Hilger. pp. 265–277. ISBN 0-85274-580-X.
  35. ^ Huggins, Sir William (1899). The Scientific Papers of Sir William Huggins. London: William Wesley and Son. pp. 114–115.
  36. ^ a b c Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy : an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra ([Online-Ausg.]. ed.). London: Imperial College Press. pp. 46–47, 99–100. ISBN 1-86094-513-9.
  37. ^ Hirsh, Richard F (June 1979). "The Riddle of the Gaseous Nebulae". Isis. 70 (2): 162–212. Bibcode:1979Isis...70..197H. doi:10.1086/352195. JSTOR 230787. S2CID 123234614.
  38. ^ Bowen, I. S. (1 October 1927). "The Origin of the Nebulium Spectrum". Nature. 120 (3022): 473. Bibcode:1927Natur.120..473B. doi:10.1038/120473a0. S2CID 4066813.
  39. ^ Efremov, Yu. N. (22 February 2011). "On the spiral structure of the Milky Way Galaxy". Astronomy Reports. 55 (2): 108–122. arXiv:1011.4576. Bibcode:2011ARep...55..108E. doi:10.1134/S1063772911020016. S2CID 55372968.
  40. ^ Shu, Frank H. (1982). The physical universe : an introduction to astronomy (12. [Dr.]. ed.). Sausalito, Calif.: Univ. Science Books. pp. 232–234. ISBN 0-935702-05-9.
  41. ^ Hudson, Reggie L. "The Interstellar Medium". Goddard Space Flight Center Astrochemistry Laboratory. Archived from the original on 13 July 2013. Retrieved 19 November 2013.
  42. ^ a b Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, S. E. (22 July 2010). "Detection of C60 and C70 in a Young Planetary Nebula". Science. 329 (5996): 1180–1182. Bibcode:2010Sci...329.1180C. doi:10.1126/science.1192035. PMID 20651118. S2CID 33588270.
  43. ^ Johansson, LE; Andersson, C; Ellder, J; Friberg, P; Hjalmarson, A; Hoglund, B; Irvine, WM; Olofsson, H; Rydbeck, G (1984). "Spectral scan of Orion A and IRC+10216 from 72 to 91 GHz". Astronomy and Astrophysics. 130: 227–56. Bibcode:1984A&A...130..227J. PMID 11541988.
  44. ^ Millar, TJ; DA Williams (1993). Dust and chemistry in astronomy. Bristol [u.a.]: Inst. of Physics. p. 116. ISBN 0-7503-0271-2.
  45. ^ "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". ESA/Hubble Press Release. Retrieved 13 January 2012.
  46. ^ Haynes, Martha. "Hubble's Law". Cornell University. Retrieved 26 November 2013.
  47. ^ Huchra, John. "Extragalactic Redshifts". California Institute of Technology. Retrieved 26 November 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 January 2013). "The Abundance of Star-Forming Galaxies in the Redshift Range 8.5-12: New Results from the 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. S2CID 17883532.
  49. ^ "Hubble census finds galaxies at redshifts 9 to 12". NASA/ESA. Retrieved 26 November 2013.
  50. ^ "Planck reveals an almost perfect universe". ESA. 21 March 2013. Retrieved 26 November 2013.
  51. ^ "Peculiar Velocity". Swinburne University of Technology. Retrieved 26 November 2013.
  52. ^ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (February 1997). "Study of the Virgo Cluster Using the B‐Band Tully‐Fisher Relation". The Astrophysical Journal Supplement Series. 108 (2): 417–448. Bibcode:1997ApJS..108..417Y. doi:10.1086/312960.
  53. ^ a b "Types of Binary Stars". Australia Telescope Outreach and Education. Australia Telescope National Facility. Archived from the original on 8 December 2013. Retrieved 26 November 2013.
  54. ^ a b Gray, Richard O.; Christopher J. Corbally (2009). Stellar spectral classification. Princeton, N.J.: Princeton University Press. pp. 507–513. ISBN 978-0-691-12510-7.
  55. ^ Goody, Richard M.; Yung, Yuk Ling (1989). Atmospheric Radiation: Theoretical Basis. New York, New York, USA: Oxford University Press. ISBN 0-19-505134-3.
  56. ^ Tessenyi, M.; Tinetti, G.; Savini, G.; Pascale, E. (November 2013). "Molecular detectability in exoplanetary emission spectra". Icarus. 226 (2): 1654–1672. arXiv:1308.4986. Bibcode:2013Icar..226.1654T. doi:10.1016/j.icarus.2013.08.022.
  57. ^ Bus, S (July 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy". Icarus. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856. S2CID 4880578.
  58. ^ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (May 1975). "Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus. 25 (1): 104–130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.
  59. ^ Sekanina, Zdenek; Kracht, Rainer (3 Jun 2015). "Disintegration of Comet C/2012 S1 (ISON) Shortly Before Perihelion: Evidence From Independent Data Sets". arXiv:1404.5968v6 [astro-ph.EP].
  60. ^ Knight, Matthew. "Why does ISON look green?". Comet ISON Observing Campaign. Archived from the original on 3 December 2013. Retrieved 26 November 2013.
  61. ^ Lisse, C. M.; Dennerl, K.; Englhauser, J.; Harden, M.; Marshall, F. E.; Mumma, M. J.; Petre, R.; Pye, J. P.; Ricketts, M. J.; Schmitt, J.; Trumper, J.; West, R. G. (11 October 1996). "Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2". Science. 274 (5285): 205–209. Bibcode:1996Sci...274..205L. doi:10.1126/science.274.5285.205. S2CID 122700701.
Wikimedia Commons는 천체분광학 관련 매체를 보유하고 있다.