สเปกโทรสโกปีทางดาราศาสตร์

The Star-สเปกโตรสโคปของเลียหอดูดาวในปี 1898 ได้รับการออกแบบโดยเจมส์คีลเลอร์และสร้างโดยจอห์นบราเชียร์

สเปกโทรสโกปีทางดาราศาสตร์คือการศึกษาดาราศาสตร์โดยใช้เทคนิคของสเปกโทรสโกปีเพื่อวัดสเปกตรัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้ารวมถึงแสงและวิทยุที่มองเห็นได้ซึ่งแผ่ออกมาจากดวงดาวและวัตถุท้องฟ้าอื่น ๆสเปกตรัมตัวเอกสามารถที่จะเปิดเผยคุณสมบัติหลายอย่างของดาวเช่นองค์ประกอบของพวกเขาทางเคมีอุณหภูมิความหนาแน่นของมวล, ระยะทาง, ความสว่างและการเคลื่อนไหวญาติใช้Doppler กะวัด สเปกยังถูกนำมาใช้เพื่อการศึกษาคุณสมบัติทางกายภาพของประเภทอื่น ๆ ของวัตถุบนท้องฟ้าเช่นดาวเคราะห์ , เนบิวล่า ,กาแลคซีและใจกลางทางช้างเผือกเคลื่อนไหว

ความเป็นมา[ แก้ไข]

การส่งผ่านแม่เหล็กไฟฟ้าหรือความทึบของชั้นบรรยากาศโลก

สเปกโทรสโกดาราศาสตร์ใช้ในการวัดสามวงที่สำคัญของการฉายรังสี: สเปกตรัมที่มองเห็น , วิทยุและเอ็กซ์เรย์ในขณะที่สเปกโทรสโกปีทั้งหมดดูที่พื้นที่เฉพาะของสเปกตรัม แต่ต้องใช้วิธีการต่างๆในการรับสัญญาณขึ้นอยู่กับความถี่ โอโซน (O 3 ) และโมเลกุลออกซิเจน (O 2 ) ดูดซับแสงที่มีความยาวคลื่น 300 นาโนเมตรภายใต้หมายความว่า X-ray และรังสีอัลตราไวโอเลตสเปกโทรสโกต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ดาวเทียมหรือจรวดติดตั้งเครื่องตรวจจับ [1] : 27 สัญญาณวิทยุมีความยาวคลื่นยาวกว่าสัญญาณออปติคัลมากและจำเป็นต้องใช้เสาอากาศหรือจานวิทยุ แสงอินฟราเรดถูกดูดซับโดยน้ำในชั้นบรรยากาศและก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ดังนั้นในขณะที่อุปกรณ์มีลักษณะคล้ายกับที่ใช้ในสเปกโทรสโกปีแบบออปติคอล แต่ดาวเทียมจะต้องบันทึกสเปกตรัมอินฟราเรดส่วนใหญ่ [2]

ออปติคอลสเปกโทรสโกปี[ แก้ไข]

แสงตกกระทบสะท้อนที่มุมเดียวกัน (เส้นสีดำ) แต่แสงส่วนน้อยหักเหเป็นแสงสี (เส้นสีแดงและสีน้ำเงิน)

นักฟิสิกส์มองไปที่สเปกตรัมของแสงอาทิตย์ตั้งแต่ไอแซกนิวตันใช้ปริซึมธรรมดาเป็นครั้งแรกเพื่อสังเกตคุณสมบัติการหักเหของแสง [3]ในช่วงต้นทศวรรษ 1800 โจเซฟฟอนเฟราน์โฮเฟอร์ใช้ทักษะของเขาในฐานะช่างทำแก้วเพื่อสร้างปริซึมที่บริสุทธิ์มากซึ่งทำให้เขาสังเกตเห็นเส้นสีดำ 574 เส้นในสเปกตรัมที่ดูเหมือนต่อเนื่องกัน [4]หลังจากนั้นไม่นานนี้เขารวมกล้องโทรทรรศน์และปริซึมที่จะสังเกตสเปกตรัมของดาวศุกร์ที่ดวงจันทร์ , ดาวอังคารและดาวต่างๆเช่นBetelgeuse ; บริษัท ของเขายังคงผลิตและจำหน่ายกล้องโทรทรรศน์หักเหแสงคุณภาพสูงตามแบบดั้งเดิมของเขาจนกระทั่งปิดตัวลงในปี พ.ศ. 2427 [5] :28–29

ความละเอียดของปริซึมถูก จำกัด ด้วยขนาด ปริซึมที่ใหญ่กว่าจะให้สเปกตรัมที่ละเอียดกว่า แต่การเพิ่มขึ้นของมวลทำให้ไม่เหมาะสำหรับงานที่มีรายละเอียดสูง[6]ปัญหานี้ได้รับการแก้ไขในช่วงต้นทศวรรษ 1900 ด้วยการพัฒนาตะแกรงสะท้อนคุณภาพสูงโดยJS Plaskettที่Dominion Observatoryในออตตาวาประเทศแคนาดา[5] : 11แสงที่กระทบกระจกจะสะท้อนในมุมเดียวกัน แต่ส่วนเล็ก ๆ ของแสงจะหักเหในมุมที่ต่างกัน สิ่งนี้ขึ้นอยู่กับดัชนีการหักเหของวัสดุและความยาวคลื่นของแสง[7]โดยการสร้างตะแกรงซึ่งใช้กระจกคู่ขนานจำนวนมากส่วนของแสงที่มีขนาดเล็กสามารถโฟกัสและมองเห็นได้ สเปกโทรสโคปใหม่เหล่านี้มีรายละเอียดมากกว่าปริซึมต้องการแสงน้อยกว่าและสามารถโฟกัสไปที่พื้นที่เฉพาะของสเปกตรัมได้โดยการเอียงตะแกรง[6]

ข้อ จำกัด ของตะแกรงที่ส่องแสงคือความกว้างของกระจกซึ่งสามารถบดได้ในปริมาณที่ จำกัด เท่านั้นก่อนที่โฟกัสจะหายไป สูงสุดอยู่ที่ประมาณ 1,000 เส้น / มม. เพื่อที่จะเอาชนะข้อ จำกัด นี้ได้มีการพัฒนาตะแกรงโฮโลแกรม เฟสปริมาณ gratings โฮโลแกรมใช้ฟิล์มบางของเจลาติน dichromated บนพื้นผิวแก้วซึ่งเป็นที่เปิดเผยต่อมากับรูปแบบคลื่นสร้างขึ้นโดยinterferometerรูปแบบคลื่นนี้สร้างรูปแบบการสะท้อนที่คล้ายกับตะแกรงที่มีแสงจ้า แต่ใช้การเลี้ยวเบนของแบรกก์ซึ่งเป็นกระบวนการที่มุมสะท้อนขึ้นอยู่กับการจัดเรียงของอะตอมในเจลาติน ตะแกรงโฮโลแกรมสามารถมีได้ถึง 6000 เส้น / มม. และมีประสิทธิภาพในการเก็บแสงได้มากถึงสองเท่าเมื่อเทียบกับตะแกรงที่มีแสงจ้า เนื่องจากมีการปิดผนึกระหว่างแผ่นกระจกสองแผ่นตะแกรงโฮโลแกรมจึงมีความหลากหลายและอาจใช้งานได้นานหลายสิบปีก่อนที่จะต้องเปลี่ยนใหม่[8]

แสงที่กระจายโดยตะแกรงหรือปริซึมในสเปกโตรกราฟสามารถบันทึกได้โดยเครื่องตรวจจับ ในอดีตแผ่นภาพถ่ายถูกใช้กันอย่างแพร่หลายในการบันทึกสเปกตรัมจนกระทั่งเครื่องตรวจจับอิเล็กทรอนิกส์ได้รับการพัฒนาและในปัจจุบันสเปกโตรกราฟแบบออปติคัลส่วนใหญ่มักใช้อุปกรณ์ชาร์จคู่ (CCD) ขนาดความยาวคลื่นของสเปกตรัมสามารถสอบเทียบโดยการสังเกตสเปกตรัมของสายการปล่อยก๊าซเรือนกระจกของความยาวคลื่นที่รู้จักกันจากโคมไฟก๊าซจำหน่าย ฟลักซ์ขนาดของคลื่นความถี่สามารถสอบเทียบเป็นหน้าที่ของความยาวคลื่นโดยการเปรียบเทียบกับการสังเกตของดาวมาตรฐานที่มีการแก้ไขในการดูดซึมบรรยากาศของแสง; นี้เรียกว่าสเปกโทรโฟโตเมตรี . [9]

สเปกโทรสโกปีวิทยุ[ แก้ไข]

วิทยุดาราศาสตร์ก่อตั้งขึ้นกับการทำงานของคาร์ล Janskyในช่วงทศวรรษที่ 1930 ต้นในขณะที่ทำงานให้กับเบลล์แล็บ เขาสร้างเสาอากาศวิทยุเพื่อดูแหล่งสัญญาณรบกวนที่อาจเกิดขึ้นสำหรับการส่งสัญญาณวิทยุข้ามมหาสมุทรแอตแลนติก หนึ่งในแหล่งที่มาของเสียงรบกวนค้นพบไม่ได้มาจากโลก แต่จากใจกลางของทางช้างเผือกในกลุ่มดาวราศีธนู [10]ในปีพ. ศ. 2485 JS Heyจับคลื่นความถี่วิทยุของดวงอาทิตย์โดยใช้เครื่องรับเรดาร์ของทหาร [1] : 26เรดิโอสเปกโทรสโกปีเริ่มต้นด้วยการค้นพบเส้น H I ขนาด 21 เซนติเมตรในปีพ. ศ. 2494

คลื่นวิทยุอินเตอร์เฟอโรเมท[ แก้ไข]

คลื่นวิทยุ interferometryเป็นผู้บุกเบิกในปี 2489 เมื่อJoseph Lade Pawsey , Ruby Payne-ScottและLindsay McCreadyใช้เสาอากาศเดียวบนหน้าผาในทะเลเพื่อสังเกตการแผ่รังสีแสงอาทิตย์ 200 MHz ลำแสงตกกระทบสองอันอันหนึ่งมาจากดวงอาทิตย์โดยตรงและอีกอันหนึ่งสะท้อนจากผิวน้ำทะเลทำให้เกิดการรบกวนที่จำเป็น[11]อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์แบบหลายตัวรับเครื่องแรกถูกสร้างขึ้นในปีเดียวกันโดยมาร์ตินไรล์และฟอนเบิร์ก[12] [13]ในปีพ. ศ. 2503 Ryle และAntony Hewish ได้เผยแพร่เทคนิคการสังเคราะห์รูรับแสงเพื่อวิเคราะห์ข้อมูลอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์[14]กระบวนการสังเคราะห์รูรับแสงซึ่งเกี่ยวข้องกับการเปลี่ยนฟูริเยร์แบบอัตโนมัติและแบบไม่ต่อเนื่องในการแปลงสัญญาณขาเข้าจะกู้คืนทั้งการเปลี่ยนแปลงเชิงพื้นที่และความถี่ในฟลักซ์ [15]ผลลัพธ์คือภาพ 3 มิติที่มีแกนที่สามเป็นความถี่ สำหรับงานนี้ Ryle และ Hewish ได้รับรางวัลร่วมกัน 1974 ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ [16]

เอ็กซ์เรย์สเปกโทรสโกปี[ แก้ไข]