Astro spektroskopi
Astrospektroskopi er navnet på den bølgelengdeavhengige analysen av strålingen fra astronomiske objekter . I astronomi blir nesten utelukkende elektromagnetiske bølger undersøkt spektroskopisk , dvs. H. Radiobølger , infrarød , lys , UV , røntgen og gammastråling . Bare gravitasjonsbølgedetektorer og astropartikkelfysikk , som for eksempel undersøker nøytrinoer, er et unntak.
Kontinuerlige spektre
Med unntak av kortbølgede ultrafiolette og røntgenområder , overholder det kontinuerlige spekteret av en stjerne Plancks strålingslov nesten nøyaktig , slik at hver stjerne kan tildeles en effektiv temperatur der den totale energien som stjernen avgir er lik den for en svart kropp med denne temperaturen. Bølgelengden til strålingsmaksimumet (som i de fleste stjerner er i det synlige lyset) er lineært relatert til fotosfæretemperaturen (Wins forskyvningslov , oppdaget i 1896). Denne overflatetemperaturen eller den synlige fargen på stjernen tilsvarer i det vesentlige dens spektralklasse . I infrarød og radioastronomi blir denne korrelasjonen også brukt på kjøligere gjenstander som interstellært støv eller gassskyer .
Spektrallinjer
Fra spekteret av linjer som objekter som stjerner , gassnebulaer eller interstellar gass avgir, oppnås informasjon om kjemiske stoffer og elementer som er tilstede i de respektive objektene, samt om deres frekvens. Siden styrken til spektrallinjene også endres med temperatur og trykk , kan temperaturen og akselerasjonen på grunn av tyngdekraften , som trykket på en stjernes overflate avhenger av, bestemmes fra linjespektret .
Konklusjoner om tangentiell hastighet og dermed stjernens rotasjon kan trekkes fra bredden av spektrallinjene i lys av en stjerne . Fordi hvis en kant av stjernen beveger seg mot observatøren som et resultat av sin egen rotasjon og den motsatte kanten beveger seg bort, skifter dopplereffekten hver spektrallinje til kortere ( blå skift ) eller lengre bølgelengder ( rød skift ). På grunn av den store avstanden mellom stjernene, kan du bare observere lyset fra hele den utstrålende overflaten, spektrallinjene utvides. Maksimal utvidelse av en spektral linje skyldes forskjellen mellom de to dopplerforskyvningene av rotasjonshastigheten og Lorentz-faktoren
Når det gjelder dobbeltstjerner, derimot, gjør Doppler-effekten det mulig å bestemme banehastigheten til begge stjernene, forutsatt at de har en større vinkelavstand (visuelle dobbeltstjerner). En veldig smal, spektroskopisk dobbeltstjerne avsløres ved periodisk dobling eller utvidelse av spektrallinjene. Med enkeltstjerner tillater Zeeman-effekten konklusjoner om det rådende magnetfeltet .
En veldig viktig metode er den spektroskopiske bestemmelsen av stjernens radiale hastighet . Sammen med deres astrometrisk detekterbare riktige bevegelse resulterer det i den romlige bevegelsen, hvorfra z. B. solspissen og rotasjonen til Melkeveisystemet kan beregnes - se også Oorts rotasjonsformler .
Hvis man ser på spektrene til lyset som sendes ut av fjerne galakser , finner man at skiftet i spektrallinjene avhenger av avstanden mellom galaksene. Jo lenger unna en galakse er, jo mer blir linjene forskjøvet til den røde. Denne effekten kalles Hubble-effekten etter oppdageren . Av dette konkluderer man at universet utvider, og indirekte til begynnelsen, det såkalte Big Bang . I tilfelle av de fjerneste galaksene, der andre målinger for avstandsmåling mislykkes, brukes rødforskyvning for å bestemme avstanden.
Astrospektroskopi kan også brukes til å analysere eksoplanetære atmosfærer for å kunne komme med uttalelser om beboelighet og biomarkører .
teknologi
Før fotografering ble introdusert ble spektroskoper brukt til å visuelt se og måle spektrallinjer . De besto vanligvis av et prisme og et okular med variabel vinkel for høyoppløselig solspektroskopi, eller et prisme festet i okularet for stjerne- og tåkespektroskopi. Diffraksjonsgitter ble også brukt senere (se gitterspektroskop ). Med fotografering erstattet disse metodene i økende grad spektrografen , som til og med svake spektre kan måles med.
historie
Astronomisk spektroskopi begynte med Josef Fraunhofer , som oppdaget mørke linjer i solspekteret i 1814, men som ennå ikke var i stand til å forklare dem. Tolkningen av disse Fraunhofer-linjene var bare mulig som et resultat av eksperimentene fra Kirchhoff og Bunsen , som i 1859 bestemte typiske farger for glødende gasser.
Fra 1860-tallet og utover førte uforklarlige linjer gjentatte ganger til postulering av hypotetiske elementer som nebulium , som bare senere kunne spores tilbake til overganger av kjente elementer ukjent fra laboratoriet. I 1868 ga solspekteret imidlertid de første indikasjonene på det da ukjente elementet helium .
Ved århundreskiftet kunne man allerede spektroskopisk ha de store planetene og fjerne galaktiske utslippsnebler . Mars-kanalene som ble oppdaget i 1877 på begynnelsen av det 20. århundre ble blant annet tolket av antatte spektra av mosser og lav, som bare ble tilbakevist av Mariner- romsonder på 1960-tallet .
litteratur
- Thomas Eversberg, Klaus Vollmann: Spectroscopic Instrumentation - Fundamentals and Guidelines for Astronomers. Springer, Heidelberg 2014, ISBN 3662445344
- John B. Hearnshaw: Analysen av stjernelys - to århundrer med astronomisk spektroskopi. Cambridge Univ. Press, New York 2014, ISBN 1-10-703174-5
- James B. Kaler: Stjerner og deres spektre - en introduksjon til den spektrale sekvensen. Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-30494-6
- Günter D. Roth: Astronomihistorie , Kosmos-Verlag, Stuttgart 1987
- J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voith: Astronomy , Chapter 5 Light and Matter . Lærebok, Ed. Harald Lesch, 5. utgave (1170 sider), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010.
weblenker
Individuelle bevis
- ↑ Lisa Kaltenegger , et al.: Deciphering Spectral Fingerprints of Habitable Exoplanets. Astrobiology, bind 10, utgave 1, s. 89-102, 2010, abstrakt @ adsabs.harvard.edu, pdf @ arxiv.org, åpnet 16. oktober 2012