Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звездный спектроскоп обсерватории Лик в 1898 году. Разработан Джеймсом Килером и сконструирован Джоном Браширом .

Астрономические спектроскопии являются изучением астрономии с использованием методов спектроскопии для измерения спектра от электромагнитного излучения , включая видимый свет и радио, который излучает из звезд и других небесных объектов. Звездный спектр может выявить многие свойства звезд, таких как их химический состав, температуры, плотности, массы, расстояния, светимостью, и относительного движения с использованием доплеровского сдвига измерений. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты , туманности и т. Д.галактики и активные ядра галактик .

Фон [ править ]

Электромагнитное пропускание или непрозрачность атмосферы Земли

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трех основных диапазонов излучения: видимого спектра , радио и рентгеновского излучения . Хотя вся спектроскопия рассматривает определенные области спектра, для получения сигнала требуются разные методы в зависимости от частоты. Озон (O 3 ) и молекулярный кислород (O 2 ) поглощают свет с длинами волн менее 300 нм, а это означает, что для рентгеновской и ультрафиолетовой спектроскопии требуется использование спутникового телескопа или установленных на ракетах детекторов . [1] : 27 Радиосигналы имеют гораздо большую длину волны, чем оптические сигналы, и требуют использованияантенны или радиотарелки . Инфракрасный свет поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично тому, что используется в оптической спектроскопии, для записи большей части инфракрасного спектра требуются спутники. [2]

Оптическая спектроскопия [ править ]

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

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые использовал простую призму для наблюдения преломляющих свойств света. [3] 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. [4] 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 [5] :28–29

Разрешение призмы ограничено ее размером; призма большего размера обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает ее непригодной для высокодетализированной работы. [6] Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой высококачественных отражающих решеток Дж. С. Пласкеттом в обсерватории Доминион в Оттаве, Канада. [5] : 11 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. [7] Путем создания «горящей» решетки.в котором 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 путем наклона решетки. [6]

Ограничением для светящейся решетки является ширина зеркал, которую можно отшлифовать только конечное количество до потери фокуса; максимум - около 1000 линий / мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. В объемных фазовых голографических решетках используется тонкая пленка бихромированного желатина на поверхности стекла, которая впоследствии подвергается воздействию волновой картины, создаваемой интерферометром . Эта волновая картина создает картину отражения, похожую на светящуюся решетку, 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 их замена. [8]

Свет, рассеянный решеткой или призмой в спектрографе, может быть зарегистрирован детектором. Исторически до появления электронных детекторов фотографические пластинки широко использовались для записи спектров, 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 . Поток шкала спектра может быть откалибрована в зависимости от длины волны , по сравнению с наблюдением стандартной звезды с учетом поправок на атмосферное поглощение света; это известно какспектрофотометрия . [9]

Радиоспектроскопия [ править ]

Радиоастрономия была основана работами Карла Янского 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 Стрельца . [10] В 1942 году Дж. С. Хей зафиксировал солнечную радиочастоту с помощью приемников военных радаров. [1] : 26 Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии H I в 1951 году.

Радиоинтерферометрия [ править ]

Радиоинтерферометрия была впервые применена в 1946 году, когда Джозеф Лэйд Поуси , Руби Пейн-Скотт и Линдси Маккриди использовали одну антенну на вершине морского утеса для наблюдения солнечного излучения на частоте 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отраженный от поверхности моря, создавали необходимые помехи. [11] Первый интерферометр с несколькими приемниками был построен в том же году Мартином Райлом и Вонбергом. [12] [13] В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали методику синтеза апертуры для анализа данных интерферометра. [14]Процесс синтеза апертуры, который включает автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока. [15] Результатом является трехмерное изображение , третья ось которого - частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно удостоены Нобелевской премии по физике 1974 года . [16]

Рентгеновская спектроскопия [ править ]

Основная статья: рентгеновская астрономия

Звезды и их свойства [ править ]

Эмиссионные линии ( дискретный спектр )
Линии поглощения (дискретный спектр)

Химические свойства [ править ]

Ньютон использовал призму, чтобы разделить белый свет на спектр цветов, а высококачественные призмы Фраунгофера позволили ученым 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. [5] : 42–44 [17] Путем сравнения линий поглощения Солнца со спектрами излучения. известных газов можно определить химический состав звезд.

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

ОбозначениеЭлементДлина волны ( нм )
уO 2898,765
ZO 2822,696
АO 2759,370
BO 2686,719
C (Hα)ЧАС656 281
аO 2627,661
D 1Na589 592
D 2Na588,995
D 3 или dОн587,5618
еHg546,073
E 2Fe527,039
б 1Mg518,362
б 2Mg517.270
б 3Fe516,891
б 4Mg516,733
ОбозначениеЭлементДлина волны ( нм )
cFe495,761
F (Hβ)ЧАС486,134
dFe466 814
еFe438,355
G '(Hγ)ЧАС434,047
граммFe430,790
граммCa430,774
h (Hδ)ЧАС410,175
ЧАСCa +396 847
KCa +393,368
LFe382,044
NFe358,121
пTi +336,112
ТFe302,108
тNi299 444

Не все элементы Солнца были идентифицированы сразу. Ниже приведены два примера.

  • В 1868 году Норман Локьер и Пьер Янссен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D 1 и D 2 ), которую Локьер определил как новый элемент. Он назвал его гелием , но только в 1895 году этот элемент был обнаружен на Земле. [5] : 84–85
  • В 1869 году астрономы Чарльз Август Янг и Уильям Харкнесс независимо друг от друга наблюдали новую зеленую эмиссионную линию в короне Солнца во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван коронием , так как был обнаружен только в короне. Только в 1930-х годах Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия при 530,3 нм связана с сильно ионизированным железом (Fe 13+ ). [18] Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно заряженными ионами, такими как никель и кальций.Причина высокой ионизации - экстремальная температура солнечной короны . [1] : 87 297

На сегодняшний день перечислено более 20 000 линий поглощения Солнца между 293,5 и 877,0 нм, но только примерно 75% этих линий связаны с элементным поглощением. [1] : 69

Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания. [7] Используя эту информацию, звезды можно разделить на звездные популяции ; 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. [19] [20]

Температура и размер [ править ]

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею черного тела - материала, излучающего электромагнитное излучение на всех длинах волн. [21] [22] В 1894 году Вильгельм Вин вывел выражение, связывающее температуру (T) черного тела с его максимальной длиной волны излучения (λ max ). [23]

λ Максимум Т знак равно б {\ displaystyle \ lambda _ {\ text {max}} T = b}

b - константа пропорциональности, называемая константой смещения Вина , равная2,897 771 955 ... × 10 -3  m⋅K . [24] Это уравнение называется законом Вина . Измеряя максимальную длину волны звезды, можно определить температуру поверхности. [17] Например, если максимальная длина волны звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5778 кельвинов .

Светимость звезды является мерой электромагнитной энергии выхода в заданный промежуток времени. [25] Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды следующим образом:

L знак равно 4 π р 2 σ Т 4 {\ Displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T ^ {4}} ,

где R - радиус звезды, а σ - постоянная Стефана – Больцмана со значением5,670 374 419 ... × 10 −8  Вт⋅м −2 ⋅K −4 . [26] Таким образом, когда светимость и температура известны (посредством прямых измерений и вычислений), радиус звезды может быть определен.

Смотрите также: Светимость и величина (астрономия)

Галактики [ править ]

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

Изучение доплеровского сдвига скоплений галактик, проведенное Фрицем Цвикки в 1937 году, показало, что галактики в скоплении движутся намного быстрее, чем казалось возможным, исходя из массы скопления, полученной из видимого света. Цвикки выдвинул гипотезу, что в скоплениях галактик должно быть много несветящейся материи, которая стала известна как темная материя . [27] С момента его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть Вселенной) состоит из темной материи. Однако в 2003 г. четыре галактики (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 и NGC 4697) было обнаружено, что темная материя практически не влияет на движение содержащихся в них звезд; причина отсутствия темной материи неизвестна. [28]

В 1950-х годах было обнаружено, что сильные радиоисточники связаны с очень тусклыми и 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. [29] [30] Они были названы квазизвездными радиоисточниками , или квазарами , Хонг-Йи Чиу в 1964 году. [31] Квазары теперь считаются галактиками, образовавшимися в первые годы существования нашей Вселенной, с их экстремальным выходом энергии. питается сверхмассивными черными дырами . [30]

Свойства галактики также можно определить, анализируя звезды, находящиеся в них. NGC 4550 , галактика в скоплении Девы, имеет большую часть звезд, вращающихся в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, вращающихся в противоположных направлениях друг к другу. [32] Яркие звезды в галактиках также могут помочь определить расстояние до галактики, что может быть более точным методом, чем параллакс или стандартные свечи . [33]

Межзвездная среда [ править ]

Основная статья: Межзвездная среда

Межзвездная среда - это материя, которая занимает пространство между звездными системами в галактике. 99% этого вещества газообразное - водород , гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород . Другой 1% - это частицы пыли, в основном состоящие из графита , силикатов и льда. [34] Облака пыли и газа называются туманностями .

Существует три основных типа туманностей: абсорбционные , отражающие и эмиссионные . 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 спектр такой 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. [34]

Газообразные эмиссионные туманности [ править ]

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». [35] Однако было несколько эмиссионных линий, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них - линии на 495,9 нм и 500,7 нм. [36] Эти линии приписывались новому элементу, небулию , до тех пор, пока Айра Боуэн в 1927 году не определила, что эти линии исходят от высокоионизированного кислорода (O +2 ). [37] [38]Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, потому что они являются запрещенными линиями ; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) [34] позволяет метастабильным ионам распадаться через излучение запрещенных линий, а не столкновения с другими атомами. [36]

Не все эмиссионные туманности находятся вокруг звезд или вблизи них, 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. [34] Эта линия находится в пределах радиодиапазона и позволяет проводить очень точные измерения: [36]

  • Скорость облака можно измерить с помощью доплеровского сдвига
  • Интенсивность линии 21 см дает плотность и количество атомов в облаке.
  • Температуру облака можно вычислить

Используя эту информацию, было определено, что форма Млечного Пути является спиральной галактикой , хотя точное количество и положение спиральных рукавов являются предметом текущих исследований. [39]

Сложные молекулы [ править ]

Основная статья: Список межзвездных и околозвездных молекул

Пыль и молекулы в межзвездной среде не только скрывают фотометрию, но и вызывают появление линий 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. [40] Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках [41] или в плотных областях, освещенных ультрафиолетовым светом. [42] Полициклические ароматические углеводороды, такие как ацетилен (C 2 H 2 ), обычно группируются вместе с образованием графитов или других покрытых сажей материалов.[43], нобыли обнаружены идругие органические молекулы, такие как ацетон ((CH 3 ) 2 CO) [44] и бакминстерфуллерены (C 60 и C 70 ). [42]

Движение во вселенной [ править ]

Красное смещение и синее смещение

Звезды и межзвездный газ связаны гравитацией, образуя галактики, а группы галактик могут быть связаны гравитацией в скоплениях галактик . [45] За исключением звезд в Млечном Пути и галактик в Местной группе , почти все галактики удаляются от нас из-за расширения Вселенной . [18]

Эффект Доплера и красное смещение [ править ]

Движение звездных объектов можно определить по их спектру. Из-за эффекта Доплера объекты, движущиеся к нам, смещаются в синюю сторону , а движущиеся объекты - в красную . 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 исходного света:

где - излучаемая длина волны, - скорость объекта и - наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v <0 соответствует λ <λ 0 , длине волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному краю 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 использовал эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить закон Хаббла.: Чем дальше от Земли находится галактика, тем быстрее она удаляется от нас. [18] [46] Закон Хаббла можно обобщить на

где - скорость (или поток Хаббла), - постоянная Хаббла и - расстояние от Земли.

Красное смещение (z) можно выразить следующими уравнениями: [47]

Расчет красного смещения,
На основе длины волныНа основе частоты

В этих уравнениях частота обозначается, а длина волны - . Чем больше значение z, тем сильнее смещен 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 галактики на z ~ 12 , что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной составляет приблизительно 13,82 миллиарда лет). [48] [49] [50]

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение , где c - скорость света.

Своеобразное движение [ править ]

Объекты, которые связаны гравитацией, будут вращаться вокруг общего центра масс. Для звездных тел это движение известно как пекулярная скорость , и оно может изменять Хаббловский поток. Таким образом, к закону Хаббла необходимо добавить дополнительный член для пекулярного движения: [51]

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на спектр Солнца или Галактики, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер скопления в Деве были предметом серьезного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении. [52]

Двоичные звезды [ править ]

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

Точно 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 . [53] Эти две звезды при просмотре через спектрометр покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разный спектральный класс . [54]

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. Плоскость орбиты системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно к плоскости орбиты не будет никакой наблюдаемой радиальной скоростью. [53] [54] 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 [ править ]

Планеты , астероиды и кометы отражают свет 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 толстыми атмосферами или полной облачностью (такими , как газовые гиганты , Венера и Сатурн спутника «ы Титан (спутник)), спектр в основном или полностью зависит только от атмосферы. [55]

Планеты [ править ]

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералов в горных породах, присутствующих в скалистых телах, 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. [56]

Астероиды [ править ]

По спектру астероиды можно разделить на три основных типа. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году и в дальнейшем расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году. В соответствии с так называемой классификацией Толена , C-типы состоят из углеродистого материала. , S-типы состоят в основном из силикатов , а X-типы являются «металлическими». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа - самые распространенные астероиды. В 2002 году классификация Толена была далее «преобразована» в классификацию SMASS., увеличив количество категорий с 14 до 26, чтобы учесть более точный спектроскопический анализ астероидов. [57] [58]

Кометы [ править ]

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 солнечным светом и / или химическими реакциями. Например, химический состав кометы ISON [59] был определен с помощью спектроскопии из-за выраженных линий излучения цианогена (CN), а также двух и трех атомов углерода (C 2 и C 3 ). [60] 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 кометы. [61]

См. Также [ править ]

  • Атомная и молекулярная астрофизика
  • Спектр излучения
  • Желоб Ганна-Петерсона
  • Лиман-альфа лес
  • Фотометрия (астрономия)
  • Призма
  • Спектрометр

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d Фукал, Питер В. (2004). Солнечная астрофизика . Weinheim: Wiley VCH. п. 69. ISBN 3-527-40374-4.
  2. ^ "Cool Cosmos - Инфракрасная астрономия" . Калифорнийский технологический институт . Проверено 23 октября 2013 года .
  3. ^ Ньютон, Исаак (1705). Opticks: Или, Трактат об отражениях, преломлениях, перегибах и цветах света . Лондон: Королевское общество. С. 13–19.
  4. ^ Фраунгофер, Джозеф (1817). "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, в Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre" . Annalen der Physik . 56 (7): 282–287. Bibcode : 1817AnP .... 56..264F . DOI : 10.1002 / andp.18170560706 .
  5. ^ а б в г Херншоу, JB (1986). Анализ звездного света . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-39916-5.
  6. ^ a b Китчин, CR (1995). Оптическая астрономическая спектроскопия . Бристоль: Издательский институт физики. С. 127, 143. ISBN 0-7503-0346-8.
  7. ^ a b Болл, Дэвид В. (2001). Основы спектроскопии . Беллингем, Вашингтон: Общество инженеров по фотооптическому приборостроению. стр. 24, 28. ISBN 0-8194-4104-X.
  8. ^ Барден, Южная Каролина; Arns, JA; Колберн, WS (июль 1998 г.). д'Одорико, Сандро (ред.). "Объемно-фазовые голографические решетки и их потенциал для астрономических приложений" (PDF) . Proc. ШПИОН . Оптическое астрономическое оборудование. 3355 : 866–876. Bibcode : 1998SPIE.3355..866B . CiteSeerX 10.1.1.25.5736 . DOI : 10.1117 / 12.316806 . S2CID 17445305 .   
  9. ^ Ок, JB; Ганн, Дж. Э. (1983). «Звезды вторичного стандарта для абсолютной спектрофотометрии». Астрофизический журнал . 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ ... 266..713O . DOI : 10.1086 / 160817 .
  10. ^ Гиго, Ф. «Карл Янский» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Ассоциированные университеты, Inc . Проверено 24 октября 2013 года .
  11. ^ Поуси, Джозеф; Пейн-Скотт, Руби; Маккриди, Линдси (1946). «Радиочастотная энергия Солнца». Природа . 157 (3980): 158–159. Bibcode : 1946Natur.157..158P . DOI : 10.1038 / 157158a0 . PMID 21015114 . S2CID 4056021 .  
  12. ^ Райл, М .; Вонберг, DD (1946). «Солнечное излучение на 175 Мц / с». Природа . 158 (4010): 339–340. Bibcode : 1946Natur.158..339R . DOI : 10.1038 / 158339b0 . S2CID 4097569 . 
  13. ^ Робертсон, Питер (1992). За пределами южного неба: радиоастрономия и телескоп Паркса . Кембриджский университет. стр. 42, 43. ISBN 0-521-41408-3.
  14. ^ МЫ Говард. "Хронологическая история радиоастрономии" (PDF) . Архивировано из оригинального (PDF) 14 июля 2012 года . Проверено 2 декабря 2013 года .
  15. ^ "Как работают радиотелескопы" . Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года . Проверено 2 декабря 2013 года .
  16. ^ "Пресс-релиз: Нобелевская премия 1974 года по физике" . Проверено 2 декабря 2013 года .
  17. ^ a b Дженкинс, Фрэнсис А .; Харви Э. Уайт (1957). Основы оптики (4-е изд.). Нью-Йорк: Макгроу-Хилл. С.  430–437 . ISBN 0-07-085346-0.
  18. ^ a b c Морисон, Ян (2008). Введение в астрономию и космологию (PDF) . Вили-Блэквелл. п. 61. ISBN  978-0-470-03333-3. Архивировано из оригинального (PDF) 29 октября 2013 года.
  19. ^ Грегори, Стивен А .; Майкл Зейлик (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Форт-Уэрт [ua]: Saunders College Publ. п. 322. ISBN. 0-03-006228-4.
  20. ^ Пан, Любин; Сканнапеко, Эван; Скало, Джон (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения чистого газа в ранней Вселенной». Астрофизический журнал . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Bibcode : 2013ApJ ... 775..111P . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 775/2/111 . S2CID 119233184 . 
  21. ^ Г. Кирхгоф (июль 1860 г.). «О соотношении излучающей и поглощающей способностей различных тел для света и тепла» . Лондонский, Эдинбургский и Дублинский философский журнал и научный журнал . Тейлор и Фрэнсис. 20 (130).
  22. ^ Нахар, Анил К. Прадхан, Султана Н. (2010). Атомная астрофизика и спектроскопия . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. С. 7, 221. ISBN 978-0-521-82536-8.
  23. ^ Махмуд Масуд (2005). «§2.1 Излучение черного тела» . Технические теплоносители: термодинамика, механика жидкости и теплообмен . Springer. п. 568. ISBN 3-540-22292-8.
  24. ^ "2018 CODATA Value: Константа закона смещения длины волны Вина" . Справочник NIST по константам, единицам и неопределенности . NIST . 20 мая 2019 . Проверено 20 мая 2019 .
  25. ^ "Яркость звезд" . Австралийский национальный объект телескопа . 12 июля 2004 года Архивировано из оригинала 9 августа 2014 года . Проверено 2 июля 2012 года .
  26. ^ «2018 CODATA Value: Stefan – Boltzmann constant» . Справочник NIST по константам, единицам и неопределенности . NIST . 20 мая 2019 . Проверено 20 мая 2019 .
  27. Перейти ↑ Zwicky, F. (октябрь 1937 г.). «О массах туманностей и скоплений туманностей». Астрофизический журнал . 86 : 217. Bibcode : 1937ApJ .... 86..217Z . DOI : 10.1086 / 143864 .
  28. ^ Романовский, Аарон Дж .; Дуглас, Найджел Дж .; Арнабольди, Магда; Куйкен, Конрад; Меррифилд, Майкл Р .; Наполитано, Никола Р .; Капаччоли, Массимо; Фриман, Кеннет С. (19 сентября 2003 г.). "Нехватка темной материи в обычных эллиптических галактиках". Наука . 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 .; Сэндидж, Аллан Р. (июль 1963 г.). «Оптическая идентификация 3c 48, 3c 196 и 3c 286 со звездными объектами» . Астрофизический журнал . 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ ... 138 ... 30M . DOI : 10.1086 / 147615 .
  30. ^ a b Уоллес, PR (1991). Физика: воображение и реальность . Сингапур: World Scientific. С. 235–246. ISBN 997150930X.
  31. Перейти ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). «Гравитационный коллапс». Физика сегодня . 17 (5): 21–34. Bibcode : 1964PhT .... 17e..21C . DOI : 10.1063 / 1.3051610 .
  32. ^ Рубин, Вера С .; Graham, JA; Кенни, Джеффри Д.П. (июль 1992 г.). «Космические встречно вращающиеся звездные диски в галактике Девы E7 / S0 NGC 4550». Астрофизический журнал . 394 : L9. Bibcode : 1992ApJ ... 394L ... 9R . DOI : 10.1086 / 186460 .
  33. ^ Кудрицки, Р.-П. (Май 2010 г.). «Рассечение галактик с помощью количественной спектроскопии самых ярких звезд во Вселенной». Astronomische Nachrichten . 331 (5): 459–473. arXiv : 1002.5039 . Bibcode : 2010AN .... 331..459K . DOI : 10.1002 / asna.200911342 . S2CID 119211740 . 
  34. ^ а б в г Китчин, CR (1987). Звезды, туманности и межзвездная среда: физика наблюдений и астрофизика . Бристоль: А. Хильгер. С. 265–277. ISBN 0-85274-580-X.
  35. ^ Хаггинс, сэр Уильям (1899). Научные статьи сэра Уильяма Хаггинса . Лондон: Уильям Уэсли и сын. С. 114–115.
  36. ^ a b c Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров ([Online-Ausg.]. Ed.). Лондон: Imperial College Press. С. 46–47, 99–100. ISBN 1-86094-513-9.
  37. ^ Хирш, Ричард F (июнь 1979). «Загадка газовых туманностей». Исида . 70 (2): 162–212. Bibcode : 1979Isis ... 70..197H . DOI : 10.1086 / 352195 . JSTOR 230787 . S2CID 123234614 .  
  38. Перейти ↑ Bowen, IS (1 октября 1927 г.). «Происхождение туманности спектра». Природа . 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038 / 120473a0 . S2CID 4066813 . 
  39. ^ Ефремов, Ю. Н. (22 февраля 2011 г.). «О спиральной структуре галактики Млечный Путь». Астрономические отчеты . 55 (2): 108–122. arXiv : 1011,4576 . Bibcode : 2011ARep ... 55..108E . DOI : 10.1134 / S1063772911020016 . S2CID 55372968 . 
  40. ^ Шу, Фрэнк Х. (1982). Физическая вселенная: введение в астрономию (12. [Dr.]. Ed.). Саусалито, Калифорния: Univ. Научные книги. С.  232–234 . ISBN 0-935702-05-9.
  41. ^ Хадсон, Реджи Л. "Межзвездная среда" . Лаборатория астрохимии Центра космических полетов имени Годдарда. Архивировано из оригинального 13 июля 2013 года . Проверено 19 ноября 2013 года .
  42. ^ a b Cami, J .; Bernard-Salas, J .; Peeters, E .; Малек, ЮВ (22 июля 2010 г.). «Обнаружение C60 и C70 в молодой планетарной туманности». Наука . 329 (5996): 1180–1182. Bibcode : 2010Sci ... 329.1180C . DOI : 10.1126 / science.1192035 . PMID 20651118 . S2CID 33588270 .  
  43. ^ Миллар, TJ; Д.А. Уильямс (1993). Пыль и химия в астрономии . Бристоль [ua]: Inst. физики. п. 116. ISBN 0-7503-0271-2.
  44. ^ Йоханссон, LE; Андерссон, К; Элдер, Дж; Friberg, P; Hjalmarson, A; Хоглунд, B; Ирвин, ВМ; Olofsson, H; Ридбек, Г. (1984). «Спектральное сканирование Orion A и IRC + 10216 от 72 до 91 ГГц». Астрономия и астрофизика . 130 : 227–56. Bibcode : 1984A & A ... 130..227J . PMID 11541988 . 
  45. ^ «Хаббл указывает на самое дальнее из когда-либо виденных протокластеров галактик» . Пресс-релиз ЕКА / Хаббла . Проверено 13 января 2012 года .
  46. ^ Хейнс, Марта. «Закон Хаббла» . Корнельский университет . Проверено 26 ноября 2013 года .
  47. ^ Хухра, Джон. «Внегалактические красные смещения» . Калифорнийский технологический институт . Проверено 26 ноября 2013 года .
  48. ^ Эллис, Ричард С .; МакЛюр, Росс Дж .; Данлоп, Джеймс С .; Робертсон, Брант Э .; Оно, Ёсиаки; Шенкер, Мэтью А .; Koekemoer, Антон; Боулер, Ребекка А.А.; Оучи, Масами; Роджерс, Александр Б .; Кертис-Лейк, Эмма; Шнайдер, Эван; Шарло, Стефан; Старк, Дэниел П .; Furlanetto, Steven R .; Чирасуоло, Микеле (20 января 2013 г.). "Обилие звездообразующих галактик в диапазоне Красного смещения 8.5-12: Новые результаты кампании Хаббла на сверхглубоких полях в 2012 г.". Астрофизический журнал . 763 (1): L7. arXiv : 1211.6804 . Bibcode : 2013ApJ ... 763L ... 7E . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 763/1 / L7 . S2CID 17883532 .
  49. ^ "Перепись Хаббла обнаруживает галактики с красными смещениями от 9 до 12" . НАСА / ЕКА . Проверено 26 ноября 2013 года .
  50. ^ «Планк показывает почти идеальную Вселенную» . ЕКА . 21 марта 2013 . Проверено 26 ноября 2013 года .
  51. ^ «Своеобразная скорость» . Суинбернский технологический университет . Проверено 26 ноября 2013 года .
  52. ^ Ясуда, Наоки; Фукугита, Масатака; Окамура, Саданори (февраль 1997 г.). "Изучение скопления Девы с помощью отношения Талли-Фишера B-Band" . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 108 (2): 417–448. Bibcode : 1997ApJS..108..417Y . DOI : 10.1086 / 312960 .
  53. ^ а б «Типы двойных звезд» . Австралийский телескоп и образование . Австралийский национальный объект телескопа. Архивировано из оригинала 8 декабря 2013 года . Проверено 26 ноября 2013 года .
  54. ^ a b Грей, Ричард О .; Кристофер Дж. Корбалли (2009). Звездная спектральная классификация . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. С. 507–513. ISBN 978-0-691-12510-7.
  55. ^ Гуди, Ричард М .; Юнг, Юк Линг (1989). Атмосферное излучение: теоретические основы . Нью-Йорк, Нью-Йорк, США: Oxford University Press. ISBN 0-19-505134-3.
  56. ^ Тессеный, М .; Tinetti, G .; Savini, G .; Паскаль, Э. (ноябрь 2013 г.). «Молекулярная обнаруживаемость в спектрах экзопланетного излучения». Икар . 226 (2): 1654–1672. arXiv : 1308,4986 . Bibcode : 2013Icar..226.1654T . DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.08.022 .
  57. ↑ Автобус, S (июль 2002 г.). «Фаза II Малого Спектроскопического Обзора Астероидов Главного Пояса. Таксономия на основе признаков». Икар . 158 (1): 146–177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006 / icar.2002.6856 . S2CID 4880578 . 
  58. ^ Chapman, Clark R .; Моррисон, Дэвид; Зелльнер, Бен (май 1975 г.). «Свойства поверхности астероидов: синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Икар . 25 (1): 104–130. Bibcode : 1975Icar ... 25..104C . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (75) 90191-8 .
  59. ^ Секанина, Зденек; Крахт, Райнер (3 июня 2015 г.). «Распад кометы C / 2012 S1 (ISON) незадолго до перигелия: данные из независимых наборов данных». arXiv : 1404.5968v6 [ astro-ph.EP ].
  60. ^ Рыцарь, Мэтью. "Почему ISON выглядит зеленым?" . Кампания наблюдений за кометой ISON. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года . Проверено 26 ноября 2013 года .
  61. ^ Лиссе, CM; Dennerl, K .; Englhauser, J .; Harden, M .; Маршалл, ИП; Мумма, MJ; Petre, R .; Пай, JP; Рикеттс, MJ; Schmitt, J .; Trumper, J .; West, RG (11 октября 1996 г.). "Открытие рентгеновского и ультрафиолетового излучения кометы C / Hyakutake 1996 B2" . Наука . 274 (5285): 205–209. Bibcode : 1996Sci ... 274..205L . DOI : 10.1126 / science.274.5285.205 . S2CID 122700701 .