Спектральний аналіз в астрономії. 

Методи астрономічних досліджень.

Розкладання електромагнітного випромінювання по довжині хвиль з метою їх вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, застосовуваний в астрофізиці. Спостережувані спектри діляться на три класи:

Випромінювання абсолютно чорного тіла,
проходячи через молекулярну хмару, набуває лінії
 поглинання з своєму спектрі. У хмари також можна
спостерігати емісійних спектр

1) Лінійчатий спектр випромінювання. Нагріте розріджений газ випускає яскраві емісійні лінії; 

2) Безперервний спектр. Такий спектр дають тверді тіла, рідини або щільний непрозорий газ в нагрітому стані. Довжина хвилі, на яку припадає максимум випромінювання, залежить від температури;

3) Лінійчатий спектр поглинання. На тлі безперервного спектра помітні темні лінії поглинання. Лінії поглинання утворюються, коли випромінювання від більш гарячого тіла, що має безперервний спектр, проходить через холодну розріджену середу.

Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкість, тиск, хімічний склад і про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів.
Історія спектрального аналізу почалася в 1802 році, коли англієць Волланстон, спостерігаючи спектр Сонця, вперше побачив темні лінії поглинання. Він не зміг пояснити їх і не надав своєму відкриттю особливого значення.

У 1814 році німецький фізик Фраунгофер знову виявив в сонячному спектрі темні лінії поглинання і вірно зміг пояснити їх появу. З тих пір їх називають лініями Фраунгофера.

У 1868 році в спектрі Сонця були виявлені лінії невідомого елемента, названого гелієм (грец. Helios «Сонце»). Через 27 років невелику кількість цього газу виявилося і в земній атмосфері. Сьогодні відомо, що гелій - другий за поширеністю елемент у Всесвіті.

атом водню

У 1918-1924 роках вийшов у світ каталог Генрі Дрепера, що містить класифікацію спектрів 225 330 зірок. Цей каталог став основою для Гарвардської класифікації зірок.

В спектрах більшості астрономічних об'єктів спостерігаються лінії водню, що виникають при переході на перший енергетичний рівень. Це серія Лаймана, яка спостерігається в ультрафіолеті; окремі лінії серії мають позначення L(Λ = 121,6 нм), L (Λ = 102,6 нм), L (Λ = 97,2 нм) і так далі. У видимій області спектра спостерігаються лінії водню серії Бальмера. Це лінії H (Λ = 656,3 нм) червоного, H (Λ = 486,1 нм) блакитного, H(Λ = 434,0 нм) синього і H

Спектральні серії в спектрі водню

(Λ = 410,2 нм) фіолетового кольору.
Лінії водню спостерігаються і в інфрачервоній частині спектра - серії Пашена, Бреккета і інші, більш далекі.Найбільш інтенсивна лінія гелію розташована в жовтій частині спектра: D3 (λ = 587,6 нм). В спектрах зірок типу Сонця спостерігаються також лінії натрію: D1 (λ = 589,6 нм) і D2 (λ = 589,0 нм), лінії іонізованого кальцію: H (λ = 396,8 нм) і K (λ = 393, 4 нм).

Фотосфери зірок дають безперервний спектр, пересічений окремими темними лініями, які виникають при проходженні випромінювання через більш холодні шари атмосфери зірки.

Майже всі зірки мають лінії поглинання в спектрі

За спектром поглинання (точніше, за наявністю певних ліній в спектрі) можна судити про хімічний склад атмосфери зірки. Яскраві лінії в спектрі показують, що зірка оточена розширюється оболонкою з гарячого газу. У червоних зірок з низькою температурою в спектрі видно широкі смуги молекул окису титану, оксидів. Іонізований міжзоряний газ, нагрітий до високих температур, дає спектри з максимумом випромінювання в ультрафіолетовій області.

Незвичайні спектри дають білі карлики. У них лінії поглинання в багато разів ширше, ніж у звичайних зірок і є лінії водню, які відсутні при таких температурах у звичайних зірок. Це пояснюється високим тиском в атмосферах білих карликів.