Astronominė spektroskopija: kas tai ir kaip nustatomi žvaigždžių parametrai

Atraskite astronominę spektroskopiją: kaip nustatomi žvaigždžių cheminė sudėtis, temperatūra, masė ir judėjimas naudojant spektrus ir Doplerio poslinkį.

Astronominė spektroskopija – tai metodų ir instrumentų rinkinys, leidžiantis analizuoti dangaus kūnų spinduliuotės spektro sudėtį ir pagal tai nustatyti jų fizines savybes. Mokslas, kuriame spektroskopija naudojama siekiant išsiaiškinti, iš kokių elementų sudaryti astronominiai objektai, pavyzdžiui, žvaigždės, planetos ar miglos. Be to, spektroskopija leidžia nustatyti judėjimą ir greitį naudojant Doplerio poslinkį.

Spektrų tipai ir ką jie reiškia

Spektrai astronomijoje skirstomi į tris pagrindinius tipus:

• Tęstinis spektras – primena juodą kūną (angl. blackbody) ir dažnai atitinka karštų kūnų (pvz., žvaigždžių) bendrą spinduliavimą.
• Absorbcijos linijos – tamsios linijos ant tęstinio fono, kurias sukelia atomo arba molekulės sugeriama šviesa. Absorbcijos linijos daugiausia matomos žvaigždžių spektruose.
• Emisijos linijos – ryškios linijos, kai dujos ar plazma skleidžia tam tikros bangos ilgio fotonus (pvz., emisijos miglose ar aktyviuose galaktikų branduoliuose).

Kaip pagal spektro linijas nustatomi žvaigždžių parametrai

Analizuojant spektrą, astronomai gali nustatyti daug svarbių žvaigždžių parametrų:

• Cheminė sudėtis – pagal linijų identifikavimą nustatoma, kurių elementų ar jonų yra žvaigždėje. Linijų stiprumas ir santykiai leidžia apskaičiuoti elementų abundancijas (pvz., metalų kiekį [Fe/H]).
• Temperatūra (T_eff) – nustatoma pagal spektrinės klasės linijas, Balmerio linijų stiprumą bei continua formą: karštesnėse žvaigždėse dominuoja trumpesni bangų ilgiai, o tam tikros linijos (pvz., He, H, metalų linijos) keičia intensyvumus su temperatūra.
• Paviršiaus gravitacija (log g) – spinduliuojančio ploto slėgis veikia linijų pločius; didesnė gravitacija sukelia didesnį slėginį platinimą ir taip leidžia atskirti milžines nuo nykštukių.
• Rotacija (v sin i) – žvaigždės sukimosi greitis išplėčia spektrines linijas (Doplerio platinimas); pagal linijų formą įvertinamas projekcinis sukimosi greitis.
• Radialinis greitis – linijų poslinkis į raudonąją arba mėlynąją pusę nustato žvaigždės judėjimą palei stebėtojo liniją (naudojamas exoplanetų paieškai ir žvaigždžių judėjimo tyrimams).
• Tankis ir jonizacijos būsena – tam tikros linijos arba jų santykiai (pvz., skirtingų oksidacijos laipsnių linijos) rodo elektronų tankį ir temperatūros struktūrą plazmoje.
• Masė ir švytėjimas – nors masės tiesiogiai neparodo spektro, derinant spectroskopinius parametrus su evoliuciniais modeliais ir stebimu švytėjimu galima spėti žvaigždės masę ir amžių.

Dažniausiai naudojamos analizės metodikos

• Ekivalentinio pločio (equivalent width) matavimai – linijos plotis integruojant leidžia apskaičiuoti atitinkamų elementų koncentracijas.
• Sintetinių spektrų pritaikymas – modeliuojami teoriniai spektrai įvairiems parametroms (T_eff, log g, keminis sudėtis), o tada jie lyginami su stebimu spektru ir randami geriausi parametrai.
• Cross-correlation ir radialinio greičio matavimai – spektras lyginamas su šablonu, o poslinkis nustatomas pagal kryžminės koreliacijos maksimumą.
• Spektrinė klasifikacija – empiriniai klasifikatoriai (O, B, A, F, G, K, M) suteikia greitą temperatūros ir bendrųjų savybių įvertinimą.

Instrumentai ir techniniai aspektai

Spektroskopijai reikalingi specialūs prietaisai – spektrografai, dažnai su dideliu spektriniu skiriamumu (angl. high-resolution, echelle spektrografai), kuriuos pritvirtina prie teleskopų. Spektro kokybė priklauso nuo:

• spektrinio skiriamojo gebėjimo (rezoliucijos),
• signalo ir triukšmo santykio (S/N),
• kalibracijos (būtinai atliekama bangos ilgio kalibracija su pažįstamais šaltiniais ir flux kalibracija),
• atmosferinių (tellurinių) linijų ir šviesos taršos šalinimo.

Taikymo sritys ir pavyzdžiai

Spektroskopija naudojama plačiai: nustatant žvaigždžių cheminį sudėtį ir evoliucinę būklę, ieškant planetų per radialinio greičio metodą, matuojant galaktikų raudonąjį poslinkį (redshift) ir tyrinėjant miglų bei supernovų fizinius procesus. Miglų atveju emisijos linijos (pvz., [O III], Hα) padeda nustatyti plazmos temperatūrą, tankį ir jonizacijos šaltinius.

Ribotumai ir klaidos šaltiniai

Spektroskopija nėra be klaidų: linijų užtemdymas, perėjimai, identifikacijos dviprasmybės, nesandarus modeliavimas ar prasta kalibracija gali klaidinti. Taip pat kompleksiniai objektai (binariai, atm. skirstinių netolygumai) reikalauja papildomų metodų ir modelių.

Apibendrinant, spektroskopija yra itin galingas astronomijos įrankis: iš vieno spektrinio stebėjimo galima išgauti platų informaciją apie cheminę sudėtį, temperatūrą, tankį, masę, švytėjimą ir santykinį judėjimą – taigi ji yra pagrindas suprasti astronominius objektus ir jų raidą.

Žvaigždžių cheminės savybės

Niutonas naudojo prizmę baltai šviesai suskaidyti į spalvų spektrą, o Fraunhoferio aukštos kokybės prizmės leido mokslininkams pamatyti nežinomos kilmės tamsias linijas.

Tik 1850 m. Gustavas Kirchofas ir Robertas Bunsenas paaiškino tamsias linijas. Karšti kieti objektai skleidžia ištisinio spektro šviesą, o karštos dujos skleidžia tam tikro bangos ilgio šviesą. Tačiau karšti kieti objektai, apsupti vėsesnių dujų, pasižymi beveik vientisu spektru su tamsiomis linijomis, atitinkančiomis dujų emisijos linijas. Palyginus Saulės sugerties linijas su žinomų dujų emisijos spektrais, galima nustatyti žvaigždžių cheminę sudėtį.

Absorbcijos linijos


Emisijos linijos


Nepertraukiamas spektras

Klausimai ir atsakymai

Klausimas: Kas yra astronominė spektroskopija?

K: Kam spektroskopija gali būti naudojama astronomijoje?

K: Kas yra Doplerio poslinkis?

K: Kaip spektroskopija gali būti naudojama tolimų objektų savybėms nustatyti?

K: Koks ryšys tarp spektroskopijos ir elektromagnetinės spinduliuotės?

K: Kuo svarbi astronominė spektroskopija?

K: Kaip astronominėje spektroskopijoje galima naudoti Doplerio efekto matavimus?

Paieška pagal raidę