Что такое спектроскопия в астрономии?

Публикуется в разделе "Космос, Вселенная"

18.07.2015. Когда вы смотрите на ясное звёздное небо, что вы на самом деле там видите? Крошечные мерцающие точки с еле заметными оттенками цвета? А представьте себе, что ваши глаза, словно призмы, могли бы развернуть свет от каждой звезды в радугу. Именно с этой целью астрономы создали спектроскопы и спектрографы, и сегодня спектральный анализ является одним из самых мощных инструментов, имеющихся в арсенале астрономов.

Техника спектроскопии, возможно, и не создает таких красивых картинок наподобие тех, которые мы получаем от космического телескопа "Хаббл", но для астрономов один спектр стоит тысячи обычных снимков. Спектры дают ученым о далеких космических объектах  такие огромные объемы информации, которые они не могут получить иными способами.

Что такое спектроскопия в астрономии?

Так, что же это такое – спектроскопия?

Спектроскопия – это процесс разделения звездного света на его составляющие длины волн, как призма разворачивает солнечные лучи в радугу. Всем нам знакомые цвета радуги соответствуют различным длинам волн видимого света.

Спектр видимого света. Длина волны увеличивается в сторону красного участка.

Человеческий глаз чувствителен к видимому спектру – узкому диапазону частот во всем спектре электромагнитных излучений. Видимый спектр охватывает длины волн примерно от 390 до 780 нанометров. Астрономы часто используют другую единицу – ангстрем (10-10 м), и видимый спектр охватывает длины волн от 3900 до 7800 ангстрем.

Когда свет звезд достигает вогнутого главного зеркала телескопа, он отражается к фокальной точке и затем может быть направлен в любое другое место. Если свет направить непосредственно на камеру, мы получим изображение участка ночного неба на фотопластинке или на экране компьютера.

Но если свет от астрономических объектов пропустить через спектрограф, прежде чем он попадет в камеру, то он разложится на составные части.

При прохождении через стеклянную призму солнечный свет раскладывается в радугу.

Простейший спектроскоп использовал Исаак Ньютон в 1660-е годы, пропуская рассеянный солнечный свет через стеклянную призму. Современные спектрографы состоят из ряда сложных оптических элементов, дисперсионного элемента и камеры. Полученный спектр преобразуется в цифровую форму и отправляется в компьютер для проверки и анализа.

На видеоролике вы можете увидеть условное изображение пути света далекой звезды через 4-х метровый англо-австралийский телескоп (AAT), типичный спектрограф и выделение данных из спектрограммы.

О чем могут нам рассказать спектры?

Спектр позволяет астрономам определить многие свойства рассматриваемого объекта, например, как далеко он находится, его химический состав, возраст, историю формирования, температуру и еще многое другое. В то время как каждый астрономический объект имеет уникальный радужный отпечаток, некоторые свойства универсальны.

Наверху спектрограмма спиральной галактики. Внизу спектрограмма галактики, в которой прекратилось формирование новых звезд. Для увеличения нажмите на кртинку.

Рассмотрим спектры галактик, показанных в видеоролике. Спектр галактики состоит из суммарного света миллиардов его звёзд и остального излучающего вещества галактики, таких как газ и пыль.

В верхней спектрограмме можно увидеть несколько сильных «клыков». Они называются "линиями излучения" и соответствуют строго определенным длинам волн из-за особенностей строения атомов, когда электроны переходят из одного энергетического уровня на другой.

Особенно важной является линия излучения водорода, так как 90% обычного вещества во Вселенной состоит именно из него. Зная строение атома водорода, мы можем распознать сильную альфа-линию (Hα) водорода примерно на длине волны 7500 ангстрем на верхней спектрограмме.

В галактиках лишь большие молодые звезды достаточно горячи для возбуждения окружающего их водорода, чтобы поднять электроны в атомах водорода на третий энергетический уровень. Эти электроны затем, возвращаясь на второй уровень, излучают фотоны с длиной волны, соответствующей линии Ha. Следовательно, по величине «клыка» альфа-линии водорода мы можем оценить, сколько молодых звезд имеется в галактике. В нижней спектрограмме альфа-линия водорода почти не просматривается, из чего мы можем сделать вывод, что в данной галактике новые звезды почти не рождаются, в то время как в галактике из верхней спектрограммы имеются несколько очень крупных работающих «звездных ясель».

На нижней спектрограмме можно увидеть некоторое количество провалов. Это так называемые «линии поглощения», так как они появляются в спектре, если между источником света и приемником имеется что-то, поглощающее свет. Таким поглощающим веществом могут быть внешние слои звезд или межзвездные облака пыли и газа.

Линии поглощения, находящиеся близко друг от друга ниже 5000 ангстрем на нижней спектрограмме – это линии H и K кальция, и по ним можно определить, насколько быстро росли звезды в галактике.

Насколько далека галактика?

Главная информация, которую дает спектр галактики – расстояние до нее, или, если быть точнее, время, потраченное светом для «путешествия» от галактики до Земли. Поскольку Вселенная расширяется, длины волн света, излучаемого галактиками, растягиваются, и спектр смещается в сторону красного участка. Это называется красным смещением.

Для определения расстояния до галактики астрономы измеряют хорошо изученные картины лилий излучения и поглощения в наблюдаемом спектре и сравнивают их с картиной этих же линий, полученной в земных лабораториях. Разница показывает, насколько удлинились волны, и следовательно, как долго этот свет путешествовал в пространстве, и насколько далека от нас галактика.

Чем дальше находится объект, тем больше смещаются линии поглощения в его спектре, что дает нам возможность оценить расстояние до объекта.

В верхней спектрограмме мы наблюдаем сильную альфа-линию водорода на волне примерно 7450 ангстрем. Но поскольку мы знаем, что на самом деле эта линия имеет длину волны 6563 ангстрем, вычисленное значение красного смещения составляет 0,13. Это означает, что свет от этой галактики путешествовал в космосе 1,7 миллиарда лет, прежде чем достичь нашего телескопа. Этот свет был излучен галактикой, когда Вселенная была в возрасте 11,8 млрд лет.

Аманда Бауэр, Австралийская астрономическая обсерватория Источник: The Conversation
Хотите что-то добавить или возразить? Вы можете оставлять свои комментарии прямо здесь или вступить в наши группы ВКонтакте или в Facebook и участвовать в обсуждениях