天體光譜學

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詹姆斯·基勒英语James Edward Keeler設計,約翰·布拉舍爾英语John Brashear建造,於1898年安裝在利克天文台的恆星光譜儀。

天體光譜學天文學使用光譜學技術測量包括可見光、電波等,來自恆星和其他天體的光譜輻射恆星光譜可以顯示恆星的許多性質,例如其化學成分、溫度、密度、質量、距離、亮度和使用都卜勒位移測量相對運動。許多其他類型天體,例如行星星雲星系活躍星系核等的物理性質,也可以用光譜學來研究。

背景[编辑]

地球大氣層的電磁波透明度。

用於天體光譜學測量的有三個主要的頻段:可見光電波、和X射線。 雖然所有的光譜學都著眼於光譜的特定區域,但根據不同的頻率,需要不同的方法來獲取訊息。臭氧(O3)和氧分子(O2)吸收波長在300 nm以下的光,這意味著X射線和紫外線光譜需要使用太空望遠鏡或火箭安裝探測器[1]:27。電波信號的波長比可見光信號長得多,需要使用天線或碟型天線紅外線會被大氣層中的水氣和二氧化碳吸收,因此雖然設備與可見光的光譜學相似,但需要衛星才能紀錄大部分的紅外光譜[2]

光學光譜[编辑]

入射光以相同的角度反射(黑線),但一小部分光線折射而呈現彩色(紅色和藍色線)。

自從艾薩克·牛頓首次使用簡單的稜鏡來觀察光的折射特性以來,物理學家一直在研究太陽的光譜[3]。在19世紀初期,約瑟夫·夫朗和斐利用他是玻璃製造商的技能,創造了非常純淨的稜鏡,讓他能在看似連續的太陽光譜中觀察到574條暗線[4]。不久之後,他結合望遠鏡和稜鏡觀測金星月球火星和各種恆星(例如參宿四)的光譜;直到1884年公司關閉前,他的公司繼續在他原始設計的基礎上,製造和銷售高品質的折射望遠鏡[5]:28–29

稜鏡的解析力受限於稜鏡的尺度,較大的稜鏡能提供更詳細的光譜,但質量的增加使得它不適合高精度的工作[6]。由於加拿大渥太華多明尼克天文台英语Dominion Observatory約翰·斯坦利·普拉斯克特英语John Stanley Plaskett開發出高品質的反射光柵,這個問題在20世紀初期得到解決[5]:11。擊中光柵鏡面的光線會以相同的角度反射,但有一小部分會以不同的角度折射;這取決於材料的折射率和光的波長[7]。通過利用大量平行的反射鏡製成的炫耀光柵,這一小部分折射的光可以聚焦並且能夠看見。這種新的光譜儀比稜鏡更精細,需要的光也更少,並且可以通過將光柵傾斜來聚焦在光譜的特定區域[6]

炫耀光譜受限於反射鏡的寬度,只能在每毫米1000行以內的範圍內聚焦,超過這個限制就會失焦。為了克服這一限制,開發了全像光柵。容積相的全像光柵是在玻璃表使用去皮明膠,然後暴露在干涉儀創建的干擾波模式下。這種波模式製造出炫耀光柵的反射模式,但利用了布拉繞射,而反射角度取決於明膠中原子的排列過程。全像光柵可以具有高達每毫米6,000條的線條,收光線的能力是炫耀光柵的兩倍。全像光柵的用途廣泛,且由於它們封閉在兩片玻璃之間,可能使用數十年都無須更換[8]

探測器可以記錄光譜儀中光柵或稜鏡的色散。從歷史上看,在電子探測器被開發出來之前,照相底片英语Photographic plate曾被廣泛地用於紀錄光譜。而現在,光學光譜儀通常採用電荷耦合裝置(CCD)。通過觀察已知發射線波長氣體放電燈譜線,可以校準光譜的波長尺度。光譜的通量尺度可以與對標準恆星的觀測進行比較,作為波長的函數進行校準,並修正大氣吸收光;這稱為分光光度測量[9]

電波光譜[编辑]

電波天文學是基於卡爾·央斯基在1930年代初期工作創立的。卡爾·央斯基在20世紀30年代初期為貝爾實驗室工作,他建造了一個電波天線,用於研究跨越大西洋電波傳輸存在的潛在干擾源。發現雜訊源之一不是來自地球,而是來自銀河中心星座人馬座[10]。在1942年,詹姆斯·史坦利·海伊使用軍用雷達檢視到來自太陽的電波頻率[1]:26。 電波光譜學始於1951年發現波長21公分的氫線

電波干涉儀[编辑]

約瑟夫·萊德·波西英语Joseph Lade Pawsey魯比·佩恩-斯科特英语Ruby Payne-Scott、和林賽·麥克雷迪英语Lindsay McCready在1946年使用在海邊懸厓的單天線英语Sea interferometry觀察200MHz的太陽輻射時,開創了電波干涉儀英语Astronomical interferometer。來自太陽本身和海面反射的兩道入射的電波束,產生了必要的干涉[11]。第一架多接收器干涉儀是馬丁·賴爾和馮伯格於同年建造的[12][13]。在1960年,賴爾和安東尼·休伊什發表了合成孔徑技術,來分析干涉儀的數據[14]。合成孔徑過程涉及 自相關離散傅立葉變換,對傳入信號恢復通量的空間和頻率變化[15],結果是立體影像英语Data cube的第三軸是頻率。由於這項工作,賴爾和休伊什共同獲得1974年的諾貝爾物理學獎[16]

X射線光譜[编辑]

恆星[编辑]

天體光譜學的開始是肇因於艾薩克·牛頓使用散色的三稜鏡觀測太陽光。他看見彩虹的顏色,和甚至可能看見了許多的吸收線[來源請求]約瑟夫·夫朗和斐首度詳細的描述了太陽光譜中的暗線。大多數的恆星光譜都共有太陽光譜中的兩個主要功能:輻射出可見光的光譜(連續光譜)中所有的波長和許多分散的吸收線,造成輻射中的許多縫隙。

夫朗和斐原始(1817年)太陽光譜中吸收線的名稱:

字母 波長nm 化學的來源 顏色範圍
A
759.37
大氣中的O2
暗紅
B
686.72
大氣中的O2
紅色
C
656.28
Hα
紅色
D1
589.59
中性
橘紅色
D2
589.00
中性
黃色
E
526.96
中性
綠色
F
486.13
Hβ
青色
G
431.42
CH分子
藍色
H
396.85
離子
暗紫色
K
393.37
離子
暗紫色

夫朗和斐和安吉洛·西奇是太陽和其它恆星光譜技術的先驅。西奇特別注意到恆星的光譜類型:依據恆星光譜中吸收線的數量和強度分類。後來發現原來的光譜類型的起源和恆星表面的溫度相關:特定的吸收線只能在一定的溫度範圍內觀察到,因為只有這個溫度範圍能與涉及與填充原子的能階

恆星光譜中的吸收線可以用於確定恆星的化學成分。每個元素在光譜中對應於一組不同波長的光譜,可以在實驗中非常準確的測定這些吸收譜線。然後,對應於特定波長的吸收譜線,顯示必定就是存在著該種元素。個別重要的是氫的吸收譜線(它幾乎在所有恆星的大氣層中都能發現);在可見光中的譜線被稱為巴耳麥線

在1868年,约瑟夫·诺曼·洛克耶在太陽光譜中觀察到一條在實驗室中從未見過的強黃色譜線。他推斷它們必然是一種未知的元素,它依據希臘神話中的太陽神(Helios)稱之為(Helium),而25年之後才在地球上發現氦。

同樣在1860年代,在日食的日冕光譜中也發現了一些沒有已知元素可以對應的譜線(特別是一條綠線),又有人提出這是未知元素的譜線,並暫時命名為冕素(coronium)。而直到1930年代才發現這是因為日冕的高溫使被高度電離產生的譜線。

原子物理和恆星演化模型的結合,使恆星光譜可以用來確定恆星的許多屬性:它們的距離、年齡、光度、和質量損失率,都可以從光譜的研究估計,而對都卜勒頻移的研究還可以找出隱藏的伴星,例如黑洞系外行星

星雲[编辑]

在望遠鏡天文學的早期,星雲(nebula)這個字是用於描述任何看起來不像一顆星的模糊的光斑。其中有許多,像是仙女座大星雲的光譜,從許多方面看起來像是很多恆星的光譜,於是它轉變成為星系。其它的,像是貓眼星雲,有著非常不同的光譜。當威廉·哈金斯看見貓眼的光譜時,發現它不像太陽的光譜是連續光譜,而只有幾條明顯的發射線,而這些線並不對應於任何地球上已知的元素。就像在太陽鐘發現氦一樣,天文學家建議這些譜線來自一種新元素,缺字图片(nebulium,有時也會拼成nebulumnephelium)。這個假設元素的譜線直到1927年才在艾拉·斯普拉格·鮑恩對極低密度下的雙電離研究中被發現。亨利·諾利斯·羅素曾形容:"星雲是稀薄空氣中的風",但星雲實際上是極度稀薄,它的密度遠低於人類在地球上所能創造的最高度真空。在這樣的條件下,原子的行為和被壓抑的譜線與在正常密度下非常的不同。這些譜線是所謂的禁線,並且是星雲光譜中最強的譜線[17]

星系[编辑]

星系的光譜看起來有點類似恆星光譜,它們是包含成千上萬顆恆星光譜結合成的。星系光譜學引導出許多基本的發現:愛德溫·哈伯在1920年代發現,除了最近的星系(這些是現在所知道的本星系群),所有的星系都遠離地球而去,越遙遠的星系,退行的速度越快(參見哈伯定律)。這是宇宙起源於一個點的大爆炸學說的第一個跡象。

弗里茨·茲威基星系團都卜勒頻移的研究,發現大多數星系的移動速度似乎都比星系團的質量所可能提供的速度快。茲威基假設在星系團中還有大量不發光的物質,現在這些被稱為暗物質

類星體[编辑]

在1950年代,發現一些強力的無線電源似乎和很暗且很藍的天體相關聯,這些天體被命名為類星體(quasars或Quasi-stellar radio sources)。當首度得到這種天體的光譜,它是一個謎,因為所有的吸收譜線都與已知的元素不符。很快的,就意識到這是普通的星系光譜,但被認為有著高度紅移。依據哈伯定律,這意味著天體的距離非常遙遠,並非常明亮。現在認為類星體是形成中的星系,它們極端的能量輸出來自於超大質量黑洞

行星和小行星[编辑]

行星小行星的光輝只是反射母恆星的光,但是這些反射光還包含岩石天體的礦物,或是氣體巨星存在於大氣層中的元素和分子造成的吸收線。小行星可以依據它們的光譜分為三種主要的類型:C-型是碳物質構成的,S-型包含許多的矽酸鹽M-型是含有金屬的。C-型和S-型小行星是最常見的。

彗星[编辑]

彗星的光譜包括包圍著彗星的塵埃反射的陽光,以及氣體的原子和分子被陽光激發和/或化學反應發出的螢光。當太陽風的離子吹拂過中性的彗髮時,鄰近地球的彗星還會發射出X射線,但反應的是太陽風的狀態,而不是這顆彗星。已知有許多有機物存在於彗星中,並且也提出彗星的撞擊為地球帶來大量的水造成海洋,和形成生命所需的化學物質。甚至有人認為生命可能是彗星從星際空間帶進來的(泛種論)。

機制[编辑]

星雲和行星大氣(和地面實驗中的氣體)的吸收光譜中出現的只單純的分子吸收和再發射的特定頻率,如果不是全部,還有遠離觀測者方向的。恆星的吸收光譜是由不同的機制產生的。大多數的星光都來自足夠接近表面使它們可以逃逸的區域,這一層被稱為光球。這些頻率在逃逸出來之前,已經被光球更深層處的分子、原子或離子強烈吸收和釋放。我們所觀察到被吸收的頻率都來自表面淺淺的深度。這淺薄的區域溫度較低,所以來自這兒的譜線是微弱的,因此這些光譜中暗帶的頻率構成外層的特徵[18][19]

業餘光譜學[编辑]

要察看天體光譜並不難,簡單的,家用的DVD攝譜儀就可以用來觀察太陽光譜[20]。但要注意無論是直接或經過反射觀察太陽可以導致暫時或永久性的喪失視覺。必須使用正確的設備,並且兒童要在監督下使用。

最近,業餘的天體光譜學已經復甦[21]。它可以使用數位相機或望遠鏡輕鬆的查看天體的光譜[22]

廉價的光柵,像是Paton Hawksley Star Analyser[23]或Rainbow Optics Star Spectroscope[24],都可以用來分析星光。像RSpec這種軟體[25]可以用於繪製曲線。

在2011年,有一本介紹業餘天體光譜學的好書出版[26]

此外,天空和望遠鏡雜誌也曾經製作了優秀的視頻採訪,說明了如何開始[27]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 引用错误:没有为名为Foukal的参考文献提供内容
  2. ^ Cool Cosmos - Infrared Astronomy. California Institute of Technology. [23 October 2013]. 
  3. ^ 引用错误:没有为名为Opticks的参考文献提供内容
  4. ^ 引用错误:没有为名为Fraunhofer的参考文献提供内容
  5. ^ 5.0 5.1 引用错误:没有为名为Hearnshaw的参考文献提供内容
  6. ^ 6.0 6.1 引用错误:没有为名为Kitchin的参考文献提供内容
  7. ^ 引用错误:没有为名为Ball的参考文献提供内容
  8. ^ Barden, S.C.; Arns, J.A.; Colburn, W.S. d'Odorico, Sandro, 编. Volume-phase holographic gratings and their potential for astronomical applications (PDF). Proc. SPIE. Optical Astronomical Instrumentation. July 1998, 3355: 866–876. Bibcode:1998SPIE.3355..866B. doi:10.1117/12.316806.  已忽略未知参数|citeseerx= (帮助)
  9. ^ Oke, J. B.; Gunn, J. E. Secondary standard stars for absolute spectrophotometry. The Astrophysical Journal. 1983, 266: 713. Bibcode:1983ApJ...266..713O. doi:10.1086/160817. 
  10. ^ Ghigo, F. Karl Jansky. National Radio Astronomy Observatory. Associated Universities, Inc. [24 October 2013]. 
  11. ^ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay. Radio-Frequency Energy from the Sun. Nature. 1946, 157 (3980): 158–159. Bibcode:1946Natur.157..158P. PMID 21015114. doi:10.1038/157158a0. 
  12. ^ Ryle, M.; Vonberg, D. D. Solar Radiation on 175 Mc./s. Nature. 1946, 158 (4010): 339–340. Bibcode:1946Natur.158..339R. doi:10.1038/158339b0. 
  13. ^ Robertson, Peter. Beyond southern skies: radio astronomy and the Parkes telescope. University of Cambridge. 1992: 42, 43. ISBN 0-521-41408-3. 
  14. ^ W. E. Howard. A Chronological History of Radio Astronomy (PDF). [2 December 2013]. (原始内容 (PDF)存档于2012-07-14).  已忽略未知参数|url-status= (帮助)
  15. ^ How Radio Telescopes Work. [2 December 2013]. (原始内容存档于3 December 2013).  已忽略未知参数|url-status= (帮助)
  16. ^ Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics. [2 December 2013]. 
  17. ^ Hirsh, Richard F. The Riddle of the Gaseous Nebulae (PDF). Isis. 1979, 70 (2): 197–212. Bibcode:1979Isis...70..197H. 
  18. ^ Emerson, D. Interpreting Astronomical Spectra. John Wiley and Sons. 1999: 6 [2011-09-30]. ISBN 0-471-97679-2. 
  19. ^ Gray, David F. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. 2005: 306 [2011-09-30]. ISBN 0-521-85186-6. 
  20. ^ DVD Solar Spectroscope
  21. ^ Sky and Telescope article. [2011-07-24]. (原始内容存档于2011-10-28). 
  22. ^ Robin Leadbeater's pages
  23. ^ Star Analyser site
  24. ^ Rainbow Optics site. [2011-07-24]. (原始内容存档于2011-09-06). 
  25. ^ RSpec software
  26. ^ Astronomical Spectroscopy for Amateurs book
  27. ^ Sky & Telescope video

外部連結[编辑]