Астрономическая спектроскопия

Звездный спектроскоп Обсерватории Лика в 1898 году. Разработан Джеймсом Килером и построенный Джоном Браширом.

Астрономическая спектроскопия представляет собой исследование астрономии с использованием методов спектроскопии для измерения спектра электромагнитное излучение, включая видимый свет и радио, которое излучается от звезд и других небесных объектов. Звездный спектр может выявить многие свойства звезд, такие как их химический состав, температура, плотность, масса, расстояние, светимость и относительное движение, используя измерения Доплеровский сдвиг. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты, туманности, галактики и активные ядра галактик.

• 1 Предпосылки
  • 1.1 Оптическая спектроскопия
  • 1.2 Радиоспектроскопия
    • 1.2.1 Радиоинтерферометрия
  • 1.3 Рентгеновская спектроскопия
• 2 Звезды и их свойства
  • 2.1 Химические свойства
  • 2.2 Температура и размер
• 3 Галактики
• 4 Межзвездная среда
  • 4.1 Газо-эмиссионные туманности
  • 4.2 Сложные молекулы
• 5 Движение во Вселенной
  • 5.1 Эффект Доплера и красное смещение
  • 5.2 Пекулярное движение
  • 5.3 Двойные звезды
• 6 Планеты, астероиды и кометы
  • 6.1 Планеты
  • 6.2 Астероиды
  • 6.3 Кометы
• 7 См. Также
• 8 Ссылки

Электромагнитное пропускание или непрозрачность атмосферы Земли

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трех основных диапазонов излучения: видимый спектр, радио и X- луч. Хотя вся спектроскопия рассматривает определенные области спектра, для получения сигнала требуются разные методы в зависимости от частоты. Озон (O3) и молекулярный кислород (O 2) поглощают свет с длинами волн менее 300 нм, что означает, что рентгеновская и ультрафиолетовая спектроскопия требует использования спутникового телескопа. или ракетные детекторы. Радиосигналы имеют гораздо большую длину волны, чем оптические сигналы, и требуют использования антенн или антенн. Инфракрасный свет поглощается атмосферной водой и двуокисью углерода, поэтому, хотя оборудование аналогично тому, что используется в оптической спектроскопии, для записи большей части инфракрасного спектра требуются спутники.

Оптическая спектроскопия

Падающий свет отражается под тем же углом (черные линии), но небольшая часть света преломляется в виде цветного света (красные и синие линии).

Физики изучают солнечный спектр с Исаака Ньютона. впервые применил простую призму для наблюдения за преломляющими свойствами света. В начале 1800-х годов Йозеф фон Фраунгофер использовал свои навыки стеклодува для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темных линии в кажущемся непрерывным спектре. Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр Венеры, Луны, Марса и различных звезд, таких как Бетельгейзе ; его компания продолжала производить и продавать высококачественные преломляющие телескопы, основанные на его оригинальных разработках, до своего закрытия в 1884 году.

Разрешение призмы ограничено ее размером; призма большего размера обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает ее непригодной для высокодетализированной работы. Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой высококачественных отражательных решеток Дж. Пласкетт в Обсерватории Доминиона в Оттаве, Канада. Свет, падающий на зеркало, будет отражаться под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света. За счет создания «светящейся» решетки, в которой используется большое количество параллельных зеркал, небольшая часть света может быть сфокусирована и визуализирована. Эти новые спектроскопы были более детализированными, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определенной области спектра, наклоняя решетку.

Ограничением для светящейся решетки является ширина зеркал, которая может быть измельчен только конечное количество до потери фокуса; максимум - около 1000 линий / мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. В объемно-фазовых голографических решетках используется тонкая пленка дихромированного желатина на поверхности стекла, которая впоследствии подвергается воздействию волновой структуры , создаваемой интерферометром. Эта волновая картина создает картину отражения, подобную светящейся решетке, но использующую дифракцию Брэгга, процесс, при котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решетки могут иметь до 6000 линий / мм и могут быть в два раза эффективнее по улавливанию света, чем светящиеся решетки. Поскольку голографические решетки герметизированы между двумя листами стекла, они очень универсальны и могут прослужить десятилетия, прежде чем потребуется замена.

Свет , рассеянный решеткой или призмой в спектрографе могут быть зарегистрированы детектором. Исторически фотографические пластинки широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, а сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются устройства с зарядовой связью (ПЗС). Шкалу длин волн спектра можно откалибровать, наблюдая спектр линий излучения известной длины волны от газоразрядной лампы. Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путем сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправками на атмосферное поглощение света; это известно как спектрофотометрия.

Радиоспектроскопия

Радиоастрономия была основана работами Карла Янски в начале 1930-х годов, когда он работал в Bell Labs. Он построил радиоантенну, чтобы искать потенциальные источники помех для трансатлантических радиопередач. Один из обнаруженных источников шума пришел не с Земли, а из центра Млечного Пути в созвездии Стрелец. В 1942 году JS Hey захватил солнечную радиочастоту с помощью военных радиолокационных приемников. Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии HI в 1951 году.

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия впервые появилась в 1946 году, когда Джозеф Лейд Поузи, Руби Пейн-Скотт и использовала одиночную антенну на вершине морского утеса для наблюдения за солнечным излучением 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отраженный от поверхности моря, создавали необходимые помехи. Первый интерферометр с несколькими приемниками был построен в том же году Мартином Райлом и Вонбергом. В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали методику синтеза апертуры для анализа данных интерферометра. Процесс синтеза апертуры, который включает автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственные, так и частотные изменения магнитного потока. Результатом является трехмерное изображение, третья ось которого - частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно удостоены Нобелевской премии 1974 г. по физике.

Рентгеновская спектроскопия

Непрерывный спектр Эмиссионные линии ( дискретный спектр ) линии поглощения (дискретный спектр)

Химические свойства

Ньютон использовал призму, чтобы разделить белый свет на спектр цветов, а высококачественные призмы Фраунгофера позволили ученым чтобы увидеть темные линии неизвестного происхождения. В 1850-х годах Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен описали явления, скрытые за этими темными линиями. Горячие твердые объекты излучают свет с непрерывным спектром , горячие газы излучают свет с определенными длинами волн, а горячие твердые объекты, окруженные более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими эмиссионным линиям газов. Сравнивая линии поглощения из Солнце с спектрами излучения известных газов, химический состав звезд может быть определен.

Основные строки фраунгофера и элементы, с которыми они связаны, представлены в следующей таблице. Обозначения из ранней серии Balmer показаны в скобках.

Обозначение Элемент Длина волны (nm ) y O2 898,765 Z O2 822,696 A O2 759,370 B O2 686,719 C (Hα) H 656,281 a O2 627,661 D1 Na 589,592 D2 Na 588,995 D3или d He 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

Обозначение Элемент Длина волны (nm ) c Fe 495,761 F (Hβ) H 486,134 d Fe 466,814 e Fe 438,355 G '(Hγ) H 434,047 G Fe 430,790 G Ca 430,774 h (Hδ) H 410,175 H Ca 396,847 K Ca 393,368 L Fe 382,044 N Fe 358,121 P Ti 336.112 T Fe 302.108 t Ni 299.444

Не все элементы на Солнце были идентифицированы сразу. Два примера приведены ниже.

• В 1868 году Норман Локьер и Пьер Янссен независимо наблюдал линию рядом с дублетом натрия (D 1 и D 2), которую Локьер определил как новый элемент.. Он назвал его Гелий, но только в 1895 году этот элемент был обнаружен на Земле.
• В 1869 году астрономы Чарльз Огастес Янг и Уильям Харкнесс независимо наблюдал новую зеленую эмиссионную линию в короне Солнца во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван короний, так как он был обнаружен только в короне. Лишь в 1930-х годах Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия при 530,3 нм обусловлена ​​высокоионизированным железом (Fe). Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны высокозарядными ионами, такими как никель и кальций, причем высокая ионизация обусловлена ​​экстремальной температурой солнечной короны.

На сегодняшний день для Солнца между 293,5 и 877,0 нм было перечислено более 20 000 линий поглощения, но только примерно 75% этих линий связаны с элементным поглощением.

Автор Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания. Используя эту информацию, звезды можно разделить на звездное население ; Звезды популяции I - самые молодые звезды и имеют самое высокое содержание металлов (наше Солнце - звезда популяции I), а звезды популяции III - самые старые звезды с очень низким содержанием металлов.

Температура и размер

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею черного тела, материала, излучающего электромагнитное излучение на всех длинах волн. В 1894 году Вильгельм Вин вывел выражение, связывающее температуру (T) черного тела с его максимальной длиной волны излучения (λ max).

b - константа пропорциональности, называемая Постоянная смещения Вина, равная 2,897771955... × 10 м⋅К. Это уравнение называется законом Вина. Измеряя максимальную длину волны звезды, можно определить температуру поверхности. Например, если пиковая длина волны звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5778 кельвинов.

светимость звезды является мерой электромагнитной энергии, выделяемой в заданном количестве Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды соотношением

,

, где R - радиус звезды, а σ - постоянная Стефана – Больцмана со значением 5,670374419... × 10 Вт⋅м⋅К. Таким образом, когда известны и светимость, и температура (посредством прямых измерений и вычислений), радиус звезды может быть определен.

Спектры галактики похожи на звездные спектры, поскольку они состоят из объединенного света миллиардов звезд.

Исследования доплеровского сдвига скоплений галактик, проведенные Фрицем Цвикки в 1937 году, обнаружили, что галактики в скоплении движутся намного быстрее, чем это казалось возможным из-за массы скопления. кластер, полученный из видимого света. Цвикки предположил, что в скоплениях галактик должно быть много несветящейся материи, которая стала известна как темная материя. С момента его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть Вселенной) состоит из темной материи. Однако в 2003 г. было обнаружено, что четыре галактики (NGC 821, NGC 3379, NGC 4494 и NGC 4697 ) практически не имеют темной материи, влияющей на движение звезд, находящихся внутри. их; причина отсутствия темной материи неизвестна.

В 1950-х годах было обнаружено, что сильные радиоисточники связаны с очень тусклыми, очень красными объектами. Когда был получен первый спектр одного из этих объектов, были обнаружены линии поглощения на длинах волн, которых не ожидалось. Вскоре стало понятно, что то, что наблюдали, было нормальным галактическим спектром, но с сильным красным смещением. В 1964 году Хон-Йи Чиу назвал их квазизвездными радиоисточниками, или квазарами. Квазары теперь считаются галактиками, образовавшимися в первые годы существования нашей Вселенной. экстремальный выход энергии, обеспечиваемый сверхмассивными черными дырами.

Свойства галактик также можно определить, анализируя звезды, обнаруженные в них. NGC 4550, галактика в скоплении Девы, большая часть звезд вращается в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, вращающихся в противоположных направлениях друг к другу. Яркие звезды в галактиках также могут помочь определить расстояние до галактики, что может быть более точным методом, чем параллакс или стандартные свечи.

Межзвездная среда - это материя, которая занимает пространство между звездными системами в галактике. 99% этого вещества составляет газообразное вещество - водород, гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород. Другой 1% - это частицы пыли, которые, как считается, в основном состоят из графита, силикатов и льда. Облака пыли и газа называются туманностями.

. Существуют три основных типа туманностей: поглощающие, отражающие и эмиссионные туманности.. Поглощающие (или темные) туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что они заслоняют свет звезд позади себя, что затрудняет фотометрию. Отражательные туманности, как следует из их названия, отражают свет близлежащих звезд. Их спектры такие же, как у окружающих их звезд, хотя свет более синий; более короткие волны рассеивают лучше, чем более длинные волны. Эмиссионные туманности излучают свет на определенных длинах волн в зависимости от их химического состава.

Газоэмиссионные туманности

В первые годы астрономической спектроскопии ученые были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности показывают только эмиссионные линии, а не полный спектр, как у звезд. Из работы Кирхгофа он пришел к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара». Однако было несколько линий излучения, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них - линии 495,9 нм и 500,7 нм. Эти линии приписывались новому элементу, небулию, до тех пор, пока Ира Боуэн не определила в 1927 году, что эмиссионные линии были от высокоионизированного кислорода (O). Эти эмиссионные линии не могли быть воспроизведены в лаборатории, потому что они являются запрещенными линиями ; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) позволяет метастабильным ионам распадаться за счет излучения запрещенных линий, а не столкновений с другими атомами.

Не все эмиссионные туманности встречаются вокруг или возле звезд, где солнечное нагревание вызывает ионизацию. Большинство газоэмиссионных туманностей образовано нейтральным водородом. В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния : электрон имеет либо тот же спин, либо противоположный спин протона. Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он испускает линию излучения или поглощения 21 см. Эта линия находится в пределах радиодиапазона и позволяет проводить очень точные измерения:

• Скорость облака можно измерить с помощью Доплеровского сдвига
• Интенсивность линии 21 см дает плотность и количество атомов в облаке.
• Температура облака может быть вычислена.

Используя эту информацию, форма Млечного Пути была определена как спиральная галактика, хотя точное число и положение спирали руки является предметом постоянных исследований.

Сложные молекулы

Пыль и молекулы в межзвездной среде не только заслоняют фотометрию, но и вызывают линии поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными спектрами. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновом или инфракрасном диапазоне спектра. Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках или в плотных областях, освещенных ультрафиолетовым светом. Полициклические ароматические углеводороды, такие как ацетилен (C2H2) обычно группируются вместе с образованием графитов или другого сажистого материала, но другие органические молекулы, такие как ацетон ((CH 3)2CO) и бакминстерфуллерены (C60и C 70) были обнаружены.

Красное смещение и синее смещение

Звезды и межзвездный газ связаны гравитацией, образуя галактики, и группы галактик могут быть связаны гравитацией в скопления галактик. За исключением звезд в Млечном Пути и галактик в Местной группе, почти все галактики удаляются от нас из-за расширения Вселенной.

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звездных объектов можно определить, взглянув на их спектр. Из-за эффекта Доплера движущиеся к нам объекты имеют смещение в синий цвет, а движущиеся объекты смещаются на красное смещение. Длина волны света с красным смещением длиннее, и он кажется более красным, чем источник. И наоборот, длина волны света с синим смещением короче и кажется более синей, чем у источника света:

$\lambda \; -\; \lambda \; 0\; \lambda \; 0\; =\; v\; 0\; c\; \{\backslash \; displaystyle\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; lambda\; -\; \backslash \; lambda\; \_\; \{0\}\}\; \{\backslash \; lambda\; \_\; \{0\}\}\}\; =\; \{\backslash \; frac\; \{v\_\; \{0\}\}\; \{c\}\}\}$

где $\lambda \; 0\; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; lambda\; \_\; \{0\}\}$- излучаемая длина волны, $v\; 0\; \{\backslash \; displaystyle\; v\_\; \{0\}\}$- скорость объекта, а $\lambda \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; lambda\}$- наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v <0 corresponds to λ<λ0, длина волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что Галактика Андромеды имеет синее смещение, что означает, что она движется к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик, все из которых, кроме 4, имели красное смещение, и смог вычислить их скорости относительно Земли. Эдвин Хаббл позже будет использовать эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить закон Хаббла : чем дальше галактика от Земли, тем быстрее она удаляется от нас. Закон Хаббла можно обобщить до

$v\; =\; H\; 0\; d\; \{\backslash \; displaystyle\; v\; =\; H\_\; \{0\}\; d\}$

, где $v\; \{\backslash \; displaystyle\; v\}$- скорость (или Hubble Потока), $H\; 0\; \{\backslash \; displaystyle\; H\_\; \{0\}\}$- это постоянная Хаббла, а $d\; \{\backslash \; displaystyle\; d\}$- это расстояние от Земли.

Красное смещение (z) может быть выражено следующими уравнениями:

Расчет красного смещения, $z\; \{\backslash \; displaystyle\; z\}$

На основе длины волны	На основе частоты
$z\; =\; \lambda \; obsv\; -\; \lambda \; испустить\; \lambda \; испустить\; \{\backslash \; displaystyle\; z\; =\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; lambda\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{obsv\}\}\; -\; \backslash \; lambda\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{emit\}\}\}\; \{\backslash \; lambda\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{emit\}\}\; \}\}\}$	$z\; =\; femit\; -\; fobsvfobsv\; \{\backslash \; displaystyle\; z\; =\; \{\backslash \; frac\; \{f\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{emit\}\}\; -f\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{obsv\}\}\}\; \{f\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{obsv\}\}\}\}\}\}$
$1\; +\; z\; =\; \lambda \; obsv\; \lambda \; emit\; \{\backslash \; displaystyle\; 1\; +\; z\; =\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; lambda\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{obsv\}\}\}\; \{\backslash \; lambda\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{emit\}\}\}\}\}$	$1\; +\; z\; =\; femitfobsv\; \{\backslash \; displaystyle\; 1\; +\; z\; =\; \{\backslash \; frac\; \{f\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{emit\}\}\}\; \{f\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{obsv\}\}\}\}\}$

В этих уравнениях частота обозначается $f\; \{\backslash \; displaystyle\; f\}$и длину волны на $\lambda \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; lambda\}$. Чем больше значение z, тем сильнее смещается свет и тем дальше объект находится от Земли. По состоянию на январь 2013 года с помощью сверхглубокого поля Хаббла было обнаружено самое большое красное смещение галактик на z ~ 12, что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной составляет приблизительно 13,82 миллиарда лет).

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение $z\; =\; v\; Хаббла\; c\; \{\backslash \; displaystyle\; z\; =\; \{\backslash \; frac\; \{v\; \_\; \{\backslash \; text\; \{Hubble\}\}\}\; \{c\}\}\}$, где c - скорость света.

Своеобразное движение

Объекты, связанные гравитацией, будут вращаться вокруг общего центра масс. Для звездных тел это движение известно как пекулярная скорость и может изменять Хаббловский поток. Таким образом, в закон Хаббла необходимо добавить дополнительный член для обозначения своеобразного движения:

$v\; total\; =\; H\; 0\; d\; +\; vpec\; \{\backslash \; displaystyle\; v\; \_\; \{\backslash \; text\; \{total\}\}\; =\; H\_\; \{0\}\; d\; +\; v\; \_\; \{\backslash \; mathrm\; \{pec\}\}\}$

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на солнечный или галактический спектр, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто из-за пекулярного движения. Например, форма и размер скопления Девы были предметом тщательного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении.

Двойные звезды

Две звезды разного размера вращаются вокруг центра масс. Видно, что спектр разделяется в зависимости от положения и скорости звезд.

Так же, как планеты могут быть гравитационно связаны со звездами, пары звезд могут вращаться вокруг друг друга. Некоторые двойные звезды являются визуально двойными, то есть их можно наблюдать вращающимися по орбите друг друга в телескоп. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было разрешить. Эти две звезды при просмотре через спектрометр покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разные спектральные классы.

Спектроскопические двойные системы также могут быть обнаружены благодаря их лучевой скорости ; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, в то время как другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. Орбитальная плоскость системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости орбиты, наблюдаемой радиальной скорости не будет. Например, если вы посмотрите на карусель сбоку, вы увидите, как животные движутся к вам и от вас, тогда как если вы посмотрите прямо сверху, они будут двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы - все они отражают свет от своих родительских звезд и излучают собственный свет. Для более холодных объектов, включая планеты солнечной системы и астероиды, большая часть излучения приходится на инфракрасные длины волн, которые мы не видим, но которые обычно измеряются с помощью спектрометров. Для объектов, окруженных газом, таких как кометы и планеты с атмосферой, дальнейшее излучение и поглощение происходит на определенных длинах волн в газе, запечатлевая спектр газа на спектре твердого объекта. В случае миров с толстой атмосферой или полным облачным покровом (например, газовые гиганты, Венера и спутник Сатурна Титан (спутник) ), спектр в основном или полностью обусловлен только атмосферой.

Планеты

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералов в камни присутствуют из-за скалистых тел или из-за элементов и молекул, присутствующих в атмосфере. На сегодняшний день открыто более 3500 экзопланет. К ним относятся так называемые Горячие Юпитеры, а также планеты земного типа. С помощью спектроскопии были обнаружены такие соединения, как щелочные металлы, водяной пар, монооксид углерода, диоксид углерода и метан.

Астероиды

Астероиды можно разделить на три основных типа в соответствии с их спектрами. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году, а затем расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году. В рамках того, что сейчас известно как классификация Толена, C-типы изготовлены из углеродсодержащего материала, S-типы состоят в основном из силикатов, а X-типы состоят из «металлик». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа - самые распространенные астероиды. В 2002 году классификация Толена была далее «развита» в классификацию SMASS, в которой количество категорий было увеличено с 14 до 26 для учета более точного спектроскопического анализа астероидов.

Кометы

Оптический спектр кометы Хиякутаке.

Спектры комет состоят из отраженного солнечного спектра от пылевых облаков, окружающих комету, а также линий излучения газовых атомов и молекул, возбужденных до флуоресценции солнечный свет и / или химические реакции. Например, химический состав кометы ISON был определен с помощью спектроскопии из-за заметных линий излучения цианогена (CN), а также двух- и трехатомных атомов углерода (C 2 и C 3). Близлежащие кометы можно увидеть даже в рентгеновских лучах, поскольку ионы солнечного ветра, летящие в кому, нейтрализуются. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние солнечного ветра, а не состояние самой кометы.

• Атомная и молекулярная астрофизика
• Спектр излучения
• впадина Ганна-Петерсона
• Лес Лайман-альфа
• Фотометрия (астрономия)
• Призма
• Спектрометр

На Викискладе есть материалы, связанные с астрономической спектроскопией.