Астрономическая спектроскопия

Изучение астрономии с использованием спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения.

Звездный спектроскоп Ликской обсерватории в 1898 году. Спроектирован Джеймсом Килером и построен Джоном Браширом .

Астрономическая спектроскопия — это изучение астрономии с использованием методов спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения , включая видимый свет , ультрафиолетовые , рентгеновские , инфракрасные и радиоволны , которые исходят от звезд и других небесных объектов. Звездный спектр может раскрыть многие свойства звезд, такие как их химический состав, температура, плотность, масса, расстояние и светимость. Спектроскопия может показать скорость движения к наблюдателю или от него путем измерения доплеровского сдвига . Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты , туманности , галактики и активные ядра галактик .

Фон

Непрозрачность атмосферы Земли для различных длин волн электромагнитного излучения . Атмосфера блокирует некоторые длины волн, но в основном она прозрачна для видимого света и широкого спектра радиоволн.

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трех основных диапазонов излучения в электромагнитном спектре: видимого света , радиоволн и рентгеновских лучей . Хотя вся спектроскопия рассматривает определенные полосы спектра, для получения сигнала требуются разные методы в зависимости от частоты. Озон (O ₃ ) и молекулярный кислород (O ₂ ) поглощают свет с длиной волны менее 300 нм, а это означает, что рентгеновская и ультрафиолетовая спектроскопия требуют использования спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракетах . ^{[1] : 27} Радиосигналы имеют гораздо большую длину волны, чем оптические сигналы, и требуют использования антенн или радиотарелок . Инфракрасный свет поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично тому, которое используется в оптической спектроскопии, спутники должны регистрировать большую часть инфракрасного спектра. ^[2]

Оптическая спектроскопия

С помощью отражательной решетки падающий свет разделяется на несколько порядков дифракции, которые разделяют разные длины волн (красные и синие линии), за исключением 0-го порядка (черный).

Физики изучают 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 темные линии в, казалось бы, непрерывном 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 телескопы-рефракторы на основе его оригинальной конструкции 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 высокодетальных работ. ^[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, отражается под тем же углом, однако небольшая часть света преломляется под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света. ^[7] Создав «сверкающую» решетку , в которой используется большое количество параллельных зеркал, можно сфокусировать и визуализировать небольшую часть света. Эти новые спектроскопы были более детальными, чем призма, требовали меньше света и могли фокусироваться на определенной области спектра, наклоняя решетку. ^[6]

Ограничением блестящей решетки является ширина зеркал, которые можно отшлифовать только на ограниченную величину, прежде чем фокус будет потерян; максимум составляет около 1000 линий/мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. В объемно-фазовых голографических решетках используется тонкая пленка дихромированного желатина на поверхности стекла, которая впоследствии подвергается воздействию волнового рисунка, создаваемого интерферометром . Этот волновой рисунок создает рисунок отражения, аналогичный пылающим решеткам, но с использованием дифракции Брэгга — процесса, при котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решетки могут иметь плотность до 6000 линий/мм и в два раза эффективнее собирать свет, чем светящиеся решетки. Поскольку голографические решетки запечатаны между двумя листами стекла, они очень универсальны и могут прослужить десятилетия, прежде чем потребуется замена. ^[8]

Свет , рассеянный решеткой или призмой спектрографа, может быть зарегистрирован детектором. Исторически фотографические пластинки широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, а сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются устройства с зарядовой связью (ПЗС). Шкалу длины волны спектра можно калибровать , наблюдая за спектром линий излучения известной длины волны газоразрядной лампы . Шкалу потока спектра можно калибровать как функцию длины волны путем сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправкой на атмосферное поглощение света; это известно как спектрофотометрия . ^[9]

Радиоспектроскопия

Радиоастрономия была основана Карлом Янским в начале 1930-х годов, когда он работал в Bell Labs . Он построил радиоантенну, чтобы выявить потенциальные источники помех трансатлантической радиопередаче. Один из обнаруженных источников шума исходил не от Земли, а из центра Млечного Пути , в созвездии Стрельца . ^[10] В 1942 году Дж. С. Эй зафиксировал радиочастоту Солнца с помощью приемников военных радаров. ^{[1] : 26} Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии H I в 1951 году.

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия была впервые изобретена в 1946 году, когда Джозеф Лейд Поузи , Руби Пейн-Скотт и Линдси Маккриди использовали одну антенну на вершине морского утеса для наблюдения солнечного излучения частотой 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от Солнца, а другой, отраженный от морской поверхности, создали необходимую интерференцию. ^[11] Первый многоприемниковый интерферометр был построен в том же году Мартином Райлом и Фонбергом. ^{[12] [13]} В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали метод синтеза апертуры для анализа данных интерферометра. ^[14] Процесс синтеза апертуры, который включает в себя автокорреляционное и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока. ^[15] В результате получается трехмерное изображение , третья ось которого — частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно удостоены Нобелевской премии по физике 1974 года . ^[16]

Рентгеновская спектроскопия

Звезды и их свойства

Химические свойства

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, скрывающиеся за этими темными линиями. Горячие твердые объекты излучают свет с непрерывным спектром , горячие газы излучают свет определенных длин волн, а горячие твердые объекты, окруженные более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими линиям излучения газов. ^{[5] : 42–44  [17]} Сравнивая линии 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 Бальмера показаны в скобках.

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

• В 1868 году Норман Локьер и Пьер Янсен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D ₁ и D ₂ ), который 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 Огастес Янг и Уильям Харкнесс независимо друг от друга наблюдали новую зеленую эмиссионную линию в солнечной короне во время затмения. Этот «новый» элемент неправильно назвали коронием , поскольку он был обнаружен только в короне. Лишь в 1930-х годах Уолтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия на длине волны 530,3 нм принадлежит высокоионизированному железу (Fe ¹³⁺ ). ^[18] Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно заряженными ионами, такими как никель и кальций , причем высокая ионизация обусловлена ​​экстремальной температурой солнечной короны . ^{[1] : 87, 297}

На сегодняшний день зарегистрировано более 20 000 линий поглощения Солнца в диапазоне от 293,5 до 877,0 нм, однако только примерно 75% этих линий связаны с поглощением элементов. ^{[1] : 69}

Анализируя эквивалентную ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительное содержание. ^[7] Используя эту информацию, звезды можно разделить на звездные популяции ; Звезды населения I — самые молодые звезды и имеют самое высокое содержание металлов (Солнце — звезда Pop I), а звезды населения III — самые старые звезды с очень низким содержанием металлов. ^{[19] [20]}

Температура и размер

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 году Густав Кирхгоф выдвинул идею чёрного тела — материала, излучающего электромагнитное излучение всех длин волн. ^{[21] [22]} В 1894 году Вильгельм Вин вывел выражение, связывающее температуру (T) черного тела с его пиковой длиной волны излучения (λ _max ): ^[23]

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

b — константа пропорциональности , называемая константой смещения Вина , равная2,897 771 955 ... × 10 ⁻³  м⋅К . ^[24] Это уравнение называется законом Вина . Измерив пиковую длину волны звезды, можно определить температуру поверхности. ^[17] Например, если пиковая длина волны звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5772 Кельвина .

Светимость звезды является мерой выхода электромагнитной энергии за определенный 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 , имеющая значение5,670 374 419 ... × 10 ^-8  Вт⋅м ^-2 ⋅К ^-4 . ^[26] Таким образом, когда известны и светимость, и температура (посредством прямых измерений и расчетов), можно определить радиус звезды.

Галактики

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

Исследования доплеровского сдвига скоплений галактик , проведенные Фрицем Цвикки в 1937 году, показали, что галактики в скоплении двигались намного быстрее, чем казалось возможным, исходя из массы скопления, полученной на основе видимого света. Цвикки предположил, 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 году было обнаружено, что в четырех галактиках (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 и NGC 4697 ) темная материя практически отсутствует, влияющая 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, там были линии поглощения на длинах волн, которых не ожидалось. Вскоре стало понятно, что наблюдаемый спектр представлял собой обычный галактический спектр, но с сильным красным смещением. ^{[29] [30]} В 1964 году Хонг-Йи Чиу назвал их квазизвездными радиоисточниками , или квазарами . ^[31] Сейчас считается, что квазары — это галактики, образовавшиеся в первые годы существования нашей Вселенной, с их экстремальным выходом энергии. питается сверхмассивными черными дырами . ^[30]

Свойства галактики также можно определить, анализируя находящиеся внутри нее звезды. NGC 4550 , галактика в скоплении Девы, имеет большую часть звезд, вращающихся в направлении, противоположном направлению другой части. Считается, что галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, вращавшихся в противоположных друг другу направлениях. ^[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

Межзвездная среда — это материя, занимающая пространство между звездными системами в галактике. 99% этого вещества находится в газообразном состоянии — водород , гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород . Оставшийся 1% — это частицы пыли, предположительно состоящие в основном из графита , силикатов и льда. ^[34] Облака пыли и газа называются туманностями .

Существует три основных типа туманностей: поглощающие , отражательные и эмиссионные туманности. Поглощающие (или темные) туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что закрывают звездный свет позади них, что затрудняет фотометрию . Отражательные туманности, как следует из их названия, отражают свет близлежащих звезд. Их спектры такие же, как у окружающих их звезд, хотя свет более синий; более короткие волны рассеиваются лучше, чем более длинные. Эмиссионные туманности излучают свет определенной длины волны в зависимости от их химического состава. ^[34]

Газообразные эмиссионные туманности

В первые годы астрономической спектроскопии ученые были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности демонстрируют только эмиссионные линии, а не полный спектр, как звезды. На основе 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, наиболее яркими среди них были линии на 495,9 нм и 500,7 нм. ^[36] Эти линии приписывались новому элементу, небулию , пока Ира Боуэн не определила в 1927 году, что эмиссионные линии принадлежат высокоионизированному кислороду (O ⁺² ). ^{[37] [38]} Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, поскольку они являются запрещенными линиями ; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) ^[34] позволяет метастабильным ионам распадаться за счет излучения запрещенных линий, а не за счет столкновений с другими атомами. ^[36]

Не все эмиссионные туманности встречаются вокруг звезд или вблизи них, где солнечное нагревание вызывает ионизацию. Большинство газообразных эмиссионных туманностей образовано из нейтрального водорода. В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния : электрон имеет либо тот же спин, либо противоположный спину протона . Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он испускает линию излучения или поглощения длиной 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 рассчитать

Используя эту информацию, форма Млечного Пути была определена как спиральная галактика , хотя точное количество и положение спиральных рукавов являются предметом продолжающихся исследований. ^[39]

Сложные молекулы

Пыль и молекулы в межзвездной среде не только затеняют фотометрию, но и вызывают линии поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между разными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными спектрами. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновой или инфракрасной частях спектра. ^[40] Химические реакции, в результате которых образуются эти молекулы, могут происходить в холодных, рассеянных облаках ^[41] или в плотных регионах, освещенных ультрафиолетовым светом. ^[42] Большинство известных в космосе соединений являются органическими : от небольших молекул, например, ацетилена C ₂ H ₂ и ацетона (CH ₃ ) ₂ CO; ^[43] до целых классов крупных молекул, например, фуллеренов ^[42] и полициклических ароматических углеводородов ; к твердым веществам , таким как графит или другой сажистый материал. ^[44]

Движение во Вселенной

Красное и синее смещение

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

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звездных объектов можно определить, взглянув на их спектр. Из-за эффекта Доплера объекты, движущиеся к кому-то, имеют синее смещение , а удаляющиеся объекты — красное . Длина волны красного смещенного света длиннее и кажется краснее источника. И наоборот, длина волны синесмещенного света короче и кажется более синим, чем исходный свет:

${\displaystyle {\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {v_{0}}{c}}}$

где – излучаемая длина волны, – скорость объекта, – наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v<0 соответствует λ<λ0 _, длине волны с синим смещением. Смещенная в красную сторону линия поглощения или излучения будет ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что Галактика Андромеды имеет синее смещение, то есть она движется к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик, все из которых, кроме четырех, имели красное смещение, и смог рассчитать их скорости относительно Земли. Эдвин Хаббл позже использовал эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить закон Хаббла : чем дальше галактика от Земли, тем быстрее она удаляется. ^{[18] [46]} Закон Хаббла можно обобщить до: ${\displaystyle \lambda _{0}}$ ${\displaystyle v_{0}}$ ${\displaystyle \lambda }$

${\displaystyle v=H_{0}d}$

где скорость (или поток Хаббла), постоянная Хаббла и расстояние от Земли. ${\displaystyle v}$ ${\displaystyle H_{0}}$ ${\displaystyle d}$

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

В этих уравнениях частота обозначается, а длина волны — . Чем больше значение z, тем сильнее красное смещение света 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 z ~ 12 , что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной примерно 13,82 миллиарда лет). ^{[48] ​​[49] [50]} ${\displaystyle f}$ ${\displaystyle \lambda }$

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение , где c — скорость света. ${\displaystyle z={\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}}$

Своеобразное движение

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

${\displaystyle v_{\text{total}}=H_{0}d+v_{\mathrm {pec} }}$

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на солнечный или галактический спектр, поскольку ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер скопления Девы стали предметом пристального внимания ученых из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении. ^[52]

Двойные звезды

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

Подобно тому, как планеты могут быть гравитационно связаны со звездами, пары звезд могут вращаться вокруг друг друга. Некоторые двойные звезды являются визуальными двойными, то есть их можно наблюдать на орбитах друг вокруг друга в телескоп. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было различить . ^[53] Эти две звезды, если смотреть через спектрометр, покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разные спектральные классы . ^[54]

Спектроскопические двойные системы также можно обнаружить благодаря их лучевой скорости ; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, а другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. Плоскость орбиты системы определяет величину наблюдаемого смещения: если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости орбиты, наблюдаемой лучевой скорости не будет. ^{[53] [54]} Например, человек, смотрящий на карусель сбоку, увидит, как животные движутся к нему и от него, тогда как, если он смотрит прямо сверху, он будет двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы

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 спектрометрами . Для объектов, окруженных газом, таких как кометы и планеты с атмосферой, дальнейшее излучение и поглощение происходит на определенных длинах волн в газе, отпечатывая спектр газа на спектре твердого объекта. В случае миров с плотной атмосферой или полным облачным покровом (таких как газовые гиганты , Венера и спутник Сатурна Титан ) спектр большей частью или полностью обусловлен только атмосферой. ^[55]

Планеты

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения, обусловленные минералами горных пород, присутствующими в скальных телах, или элементами и молекулами, присутствующими 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, окись углерода, диоксид углерода и метан. ^[56]

Астероиды

Астероиды можно разделить на три основных типа в зависимости от их спектра. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году и дополнительно расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году . В так называемой классификации Толена C-типы состоят из углеродистого материала. S -типы состоят в основном из силикатов , а X-типы являются «металлическими». Существуют и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типов являются наиболее распространенными астероидами. В 2002 году классификация Толена была «развита» в классификацию SMASS , увеличив количество категорий с 14 до 26, чтобы обеспечить более точный спектроскопический анализ астероидов. ^{[57] [58]}

Кометы

Оптический спектр кометы Хьякутаке .

Спектры комет состоят из отраженного солнечного спектра от пыльных облаков, окружающих комету, а также линий излучения газообразных атомов и молекул, возбужденных до флуоресценции солнечным светом и/или химическими реакциями. Например, химический состав кометы ISON ^[59] был определен методом спектроскопии по выраженным эмиссионным линиям циана (CN), а также двух- и трехуглеродных атомов (C ₂ и C ₃ ). ^[60] Близлежащие кометы можно увидеть даже в рентгеновских лучах, поскольку ионы солнечного ветра, летящие в кому , нейтрализуются. Таким образом, рентгеновские спектры кометы отражают состояние солнечного ветра, а не кометы. ^[61]

Смотрите также

Израильская марка с изображением астрономической спектроскопии, 1964 г.

• Атомная и молекулярная астрофизика
• Спектр излучения
• Корыто Ганна-Петерсона
• Лиман-Альфа лес
• Фотометрия (астрономия)
• Призма
• Спектрометр
• Теллурическое загрязнение

Рекомендации

1. Фукал, Питер В. (2004). Солнечная астрофизика . Вайнхайм: Wiley VCH. п. 69. ИСБН 3-527-40374-4.
2. «Прохладный космос - инфракрасная астрономия» . Калифорнийский технологический институт. Архивировано из оригинала 11 октября 2018 года . Проверено 23 октября 2013 г.
3. Ньютон, Исаак (1705). Оптика: или Трактат об отражениях, преломлениях, изгибах и цветах света. Лондон: Королевское общество. стр. 13–19.
4. Фраунгофер, Йозеф (1817). «Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs – Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre». Аннален дер Физик . 56 (7): 282–287. Бибкод : 1817AnP....56..264F. дои : 10.1002/andp.18170560706.
5. Хирншоу, JB (1986). Анализ звездного света . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-39916-5.
6. Китчин, CR (1995). Оптическая астрономическая спектроскопия . Бристоль: Издательство Института физики. стр. 127, 143. ISBN. 0-7503-0346-8.
7. Болл, Дэвид В. (2001). Основы спектроскопии . Беллингем, Вашингтон: Общество инженеров фотооптических приборов. стр. 24, 28. ISBN. 0-8194-4104-Х.
8. Барден, Южная Каролина; Арнс, Дж.А.; Колберн, штат Вашингтон (июль 1998 г.). д'Одорико, Сандро (ред.). «Объемно-фазовые голографические решетки и их потенциал для астрономических приложений» (PDF) . Учеб. ШПИОН . Оптические астрономические приборы. 3355 : 866–876. Бибкод : 1998SPIE.3355..866B. CiteSeerX 10.1.1.25.5736 . дои : 10.1117/12.316806. S2CID  17445305. Архивировано из оригинала (PDF) 28 июля 2010 г. Проверено 12 сентября 2019 г. 
9. Оке, Джей Би; Ганн, Дж. Э. (1983). «Вторичные эталонные звезды для абсолютной спектрофотометрии». Астрофизический журнал . 266 : 713. Бибкод : 1983ApJ...266..713O. дои : 10.1086/160817.
10. Гиго, Ф. «Карл Янский». Национальная радиоастрономическая обсерватория . Ассоциированные университеты, Inc. Проверено 24 октября 2013 г.
11. Поузи, Джозеф; Пейн-Скотт, Руби; Маккриди, Линдси (1946). «Радиочастотная энергия Солнца». Природа . 157 (3980): 158–159. Бибкод : 1946Natur.157..158P. дои : 10.1038/157158a0. PMID  21015114. S2CID  4056021.
12. Райл, М.; Фонберг, Д.Д. (1946). «Солнечная радиация на 175 Мгц/с». Природа . 158 (4010): 339–340. Бибкод : 1946Natur.158..339R. дои : 10.1038/158339b0. S2CID  4097569.
13. Робертсон, Питер (1992). За южным небом: радиоастрономия и телескоп Паркса. Кембриджский университет. стр. 42, 43. ISBN. 0-521-41408-3.
14. МЫ, Говард. «Хронологическая история радиоастрономии» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 14 июля 2012 г. Проверено 2 декабря 2013 г.
15. «Как работают радиотелескопы». Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года . Проверено 2 декабря 2013 г.
16. «Пресс-релиз: Нобелевская премия по физике 1974 года» . Проверено 2 декабря 2013 г.
17. Дженкинс, Фрэнсис А.; Харви Э. Уайт (1957). Основы оптики (4-е изд.). Нью-Йорк: МакГроу-Хилл. стр. 430–437. ISBN 0-07-085346-0.
18. Морисон, Ян (2008). Введение в астрономию и космологию (PDF) . Уайли-Блэквелл. п. 61. ИСБН 978-0-470-03333-3. Архивировано из оригинала (PDF) 29 октября 2013 г.
19. Грегори, Стивен А.; Майкл Зейлик (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Форт-Уэрт [ua]: Saunders College Publ. п. 322. ИСБН 0-03-006228-4.
20. Пан, Любин; Сканнапьеко, Эван; Скало, Джон (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения первозданного газа в ранней Вселенной». Астрофизический журнал . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Бибкод : 2013ApJ...775..111P. дои : 10.1088/0004-637X/775/2/111. S2CID  119233184.
21. Г. Кирхгоф (июль 1860 г.). «О соотношении излучающей и поглощающей способностей различных тел по свету и теплу». 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. стр. 7, 221. ISBN. 978-0-521-82536-8.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
23. Махмуд Масуд (2005). «§ 2.1 Излучение черного тела». Технические терможидкости: термодинамика, механика жидкости и теплообмен . Спрингер. п. 568. ИСБН 3-540-22292-8.
24. «Значение CODATA 2018: константа закона смещения длины волны Вина» . Справочник NIST по константам, единицам измерения и неопределенности . НИСТ . 20 мая 2019 года . Проверено 20 мая 2019 г.
25. "Светимость звезд". Национальный телескоп Австралии . 12 июля 2004 г. Архивировано из оригинала 9 августа 2014 г. Проверено 2 июля 2012 года .
26. «Значение CODATA 2018: константа Стефана – Больцмана» . Справочник NIST по константам, единицам измерения и неопределенности . НИСТ . 20 мая 2019 года . Проверено 20 мая 2019 г.
27. Цвикки, Ф. (октябрь 1937 г.). «О массах туманностей и скоплений туманностей». Астрофизический журнал . 86 : 217. Бибкод : 1937ApJ....86..217Z. дои : 10.1086/143864 .
28. Романовский, Аарон Дж.; Дуглас, Найджел Г.; Арнабольди, Магда; Куйкен, Конрад; Меррифилд, Майкл Р.; Наполитано, Никола Р.; Капаччоли, Массимо; Фриман, Кеннет К. (19 сентября 2003 г.). «Недостаток темной материи в обычных эллиптических галактиках». Наука . 301 (5640): 1696–1698. arXiv : astro-ph/0308518 . Бибкод : 2003Sci...301.1696R. дои : 10.1126/science.1087441. PMID  12947033. S2CID  120137872.
29. Мэтьюз, Томас А.; Сэндидж, Аллан Р. (июль 1963 г.). «Оптическая идентификация 3c 48, 3c 196 и 3c 286 со звездными объектами». Астрофизический журнал . 138 : 30. Бибкод : 1963ApJ...138...30M. дои : 10.1086/147615 .
30. Уоллес, PR (1991). Физика: воображение и реальность . Сингапур: World Scientific. стр. 235–246. ISBN 997150930X.
31. Чиу, Хонг-Йи (1964). «Гравитационный коллапс». Физика сегодня . 17 (5): 21–34. Бибкод : 1964PhT....17e..21C. дои : 10.1063/1.3051610 .
32. Рубин, Вера С.; Грэм, Дж.А.; Кенни, Джеффри Д. П. (июль 1992 г.). «Космические вращающиеся в противоположных направлениях звездные диски в галактике Девы E7/S0 NGC 4550». Астрофизический журнал . 394 : Л9. Бибкод : 1992ApJ...394L...9R. дои : 10.1086/186460 .
33. Кудрицкий, Р.-П. (май 2010 г.). «Рассечение галактик с помощью количественной спектроскопии ярчайших звезд Вселенной». Астрономические Нахрихтен . 331 (5): 459–473. arXiv : 1002.5039 . Бибкод : 2010AN....331..459K. дои : 10.1002/asna.200911342. S2CID  119211740.
34. Китчин, CR (1987). Звезды, туманности и межзвездная среда: наблюдательная физика и астрофизика . Бристоль: А. Хильгер. стр. 265–277. ISBN 0-85274-580-Х.
35. Хаггинс, сэр Уильям (1899). Научные статьи сэра Уильяма Хаггинса . Лондон: Уильям Уэсли и сын. стр. 114–115.
36. Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров ([Online-Ausg.]. Под ред.). Лондон: Издательство Имперского колледжа. стр. 46–47, 99–100. ISBN 1-86094-513-9.
37. Хирш, Ричард Ф. (июнь 1979 г.). «Загадка газовых туманностей». Исида . 70 (2): 162–212. Бибкод : 1979Isis...70..197H. дои : 10.1086/352195. JSTOR  230787. S2CID  123234614.
38. Боуэн, Исландия (1 октября 1927 г.). «Происхождение спектра небулия». Природа . 120 (3022): 473. Бибкод : 1927Natur.120..473B. дои : 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 . Бибкод : 2011ARep...55..108E. дои : 10.1134/S1063772911020016. S2CID  55372968.
40. Шу, Фрэнк Х. (1982). Физическая вселенная: введение в астрономию (12. [Др.]. Изд.). Саусалито, Калифорния: Univ. Научные книги. стр. 232–234. ISBN 0-935702-05-9.
41. Хадсон, Реджи Л. «Межзвездная среда». Лаборатория астрохимии Центра космических полетов Годдарда. Архивировано из оригинала 13 июля 2013 года . Проверено 19 ноября 2013 г.
42. Ками, Дж.; Бернар-Салас, Ж.; Питерс, Э.; Малек, SE (22 июля 2010 г.). «Обнаружение C60 и C70 в молодой планетарной туманности». Наука . 329 (5996): 1180–1182. Бибкод : 2010Sci...329.1180C. дои : 10.1126/science.1192035. PMID  20651118. S2CID  33588270.
43. Йоханссон, Ле; Андерссон, К; Элдер, Дж; Фриберг, П; Хьялмарсон, А; Хоглунд, Б; Ирвин, штат Вирджиния; Олофссон, Х; Ридбек, Г. (1984). «Спектральное сканирование Ориона А и IRC+10216 от 72 до 91 ГГц». Астрономия и астрофизика . 130 : 227–56. Бибкод : 1984A&A...130..227J. ПМИД  11541988.
44. Миллар, ТиДжей; Д.А. Уильямс (1993). Пыль и химия в астрономии . Бристоль [ua]: Инст. физики. п. 116. ИСБН 0-7503-0271-2.
45. «Хаббл обнаружил самый дальний из когда-либо виденных протоскоплений галактик» . Пресс-релиз ЕКА/Хаббла . Проверено 13 января 2012 г.
46. Хейнс, Марта. «Закон Хаббла». Cornell University . Проверено 26 ноября 2013 г.
47. Хухра, Джон. «Внегалактические красные смещения». Калифорнийский технологический институт . Проверено 26 ноября 2013 г.
48. Эллис, Ричард С.; Маклюр, Росс Дж.; Данлоп, Джеймс С.; Робертсон, Брант Э.; Оно, Ёсиаки; Шенкер, Мэтью А.; Кукемоер, Антон; Боулер, Ребекка А.А.; Оучи, Масами; Роджерс, Александр Б.; Кертис-Лейк, Эмма; Шнайдер, Эван; Шарло, Стефан; Старк, Дэниел П.; Фурланетто, Стивен Р.; Чирасуоло, Микеле (20 января 2013 г.). «Обилие звездообразующих галактик в диапазоне красных смещений 8,5–12: новые результаты кампании Хаббла в сверхглубоком поле 2012 года». Астрофизический журнал . 763 (1): Л7. arXiv : 1211.6804 . Бибкод : 2013ApJ...763L...7E. дои : 10.1088/2041-8205/763/1/L7. S2CID  17883532.
49. «Перепись Хаббла обнаружила галактики с красным смещением от 9 до 12» . НАСА/ЕКА . Проверено 26 ноября 2013 г.
50. «Планк открывает почти идеальную Вселенную» . ЕКА . 21 марта 2013 года . Проверено 26 ноября 2013 г.
51. «Особая скорость». Суинбернский технологический университет . Проверено 26 ноября 2013 г.
52. Ясуда, Наоки; Фукугита, Масатака; Окамура, Саданори (февраль 1997 г.). «Исследование скопления Девы с использованием соотношения Талли-Фишера B-диапазона». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 108 (2): 417–448. Бибкод : 1997ApJS..108..417Y. дои : 10.1086/312960 .
53. «Типы двойных звезд». Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа . Национальный телескоп Австралии. Архивировано из оригинала 8 декабря 2013 года . Проверено 26 ноября 2013 г.
54. Грей, Ричард О.; Кристофер Дж. Корбалли (2009). Звездная спектральная классификация . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. стр. 507–513. ISBN 978-0-691-12510-7.
55. Гуди, Ричард М.; Юнг, Юк Линг (1989). Атмосферная радиация: теоретические основы . Нью-Йорк, Нью-Йорк, США: Издательство Оксфордского университета. ISBN 0-19-505134-3.
56. Тессеньи, М.; Тинетти, Г.; Савини, Г.; Паскаль, Э. (ноябрь 2013 г.). «Молекулярная обнаруживаемость в спектрах экзопланетного излучения». Икар . 226 (2): 1654–1672. arXiv : 1308.4986 . Бибкод : 2013Icar..226.1654T. дои : 10.1016/j.icarus.2013.08.022.
57. Автобус, S (июль 2002 г.). «Фаза II спектроскопического исследования малых астероидов в главном поясе: таксономия, основанная на объектах». Икар . 158 (1): 146–177. Бибкод : 2002Icar..158..146B. дои : 10.1006/icar.2002.6856. S2CID  4880578.
58. Чепмен, Кларк Р.; Моррисон, Дэвид; Зеллнер, Бен (май 1975 г.). «Поверхностные свойства астероидов: синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Икар . 25 (1): 104–130. Бибкод : 1975Icar...25..104C. дои : 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 независимых наборов данных». arXiv : 1404.5968v6 [astro-ph.EP].
60. Найт, Мэтью. «Почему ISON выглядит зеленым?». Кампания по наблюдению за кометой ISON. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года . Проверено 26 ноября 2013 г.
61. Лиссе, CM; Деннерл, К.; Энглхаузер, Дж.; Харден, М.; Маршалл, FE; Мама, MJ; Петре, Р.; Пай, JP; Рикеттс, MJ; Шмитт, Дж.; Трампер, Дж.; Вест, Р.Г. (11 октября 1996 г.). «Открытие рентгеновского и крайнего ультрафиолетового излучения кометы C/Hyakutake 1996 B2». Наука . 274 (5285): 205–209. Бибкод : 1996Sci...274..205L. дои : 10.1126/science.274.5285.205. S2CID  122700701.