Астрономическая спектроскопия

Изучение астрономии с использованием спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения.

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

Астрономическая спектроскопия — это область астрономии, использующая методы спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения , включая видимый свет , ультрафиолет , рентгеновские лучи , инфракрасные лучи и радиоволны , которые исходят от звезд и других небесных объектов. Звездный спектр может выявить многие свойства звезд, такие как их химический состав, температура, плотность, масса, расстояние и светимость. Спектроскопия может показать скорость движения к наблюдателю или от него, измеряя доплеровское смещение . Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты , туманности , галактики и активные галактические ядра .

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 полос излучения в электромагнитном спектре: видимый свет , радиоволны и рентгеновские лучи . В то время как вся спектроскопия смотрит на 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, что означает, что рентгеновская и ультрафиолетовая спектроскопия требуют использования спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракете . ^{[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 похоже на то, что используется в оптической спектроскопии, для записи большей части инфракрасного спектра требуются спутники. ^[2]

Оптическая спектроскопия

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

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые использовал простую призму для наблюдения за преломляющими свойствами света. ^[3] В начале 1800-х годов Йозеф фон Фраунгофер использовал свои навыки стеклодува для создания очень чистых призм, которые позволили ему наблюдать 574 темных линии в, казалось бы, непрерывном спектре. ^[4] Вскоре после этого он объединил телескоп и призму для наблюдения за спектром Венеры , Луны , Марса и различных звезд, таких как Бетельгейзе ; его компания продолжала производить и продавать высококачественные рефракторные телескопы на основе его оригинальных конструкций до своего закрытия в 1884 году. ^{[5] : 28–29}

Разрешение призмы ограничено ее размером; большая призма обеспечит более подробный спектр, но увеличение массы делает ее непригодной для высокодетальной работы. ^[6] Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой высококачественных отражательных решеток Дж. С. Пласкеттом в обсерватории Доминиона в Оттаве, Канада. ^{[5] : 11} Свет, падающий на зеркало, будет отражаться под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света. ^[7] Создав «пылающую» решетку , которая использует большое количество параллельных зеркал, можно сфокусировать и визуализировать небольшую часть света. Эти новые спектроскопы были более подробными, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определенной области спектра путем наклона решетки. ^[6]

Ограничением для решеток с блестками является ширина зеркал, которые можно шлифовать только до конечной величины, прежде чем фокус будет потерян; максимум составляет около 1000 линий/мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. Объемные фазовые голографические решетки используют тонкую пленку дихромированного желатина на стеклянной поверхности, которая впоследствии подвергается воздействию волновой картины , созданной интерферометром . Эта волновая картина создает картину отражения, похожую на решетки с блестками, но использующую дифракцию Брэгга , процесс, в котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решетки могут иметь до 6000 линий/мм и могут быть в два раза эффективнее в сборе света, чем решетки с блестками. Поскольку они запечатаны между двумя листами стекла, голографические решетки очень универсальны, потенциально прослужат десятилетия, прежде чем потребуется их замена. ^[8]

Свет , рассеиваемый решеткой или призмой в спектрографе , может быть зарегистрирован детектором. Исторически фотографические пластинки широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, и сегодня оптические спектрографы чаще всего используют приборы с зарядовой связью (ПЗС). Шкала длин волн спектра может быть откалибрована путем наблюдения спектра линий излучения известной длины волны от газоразрядной лампы . Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путем сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправками на атмосферное поглощение света; это известно как спектрофотометрия . ^[9]

Радиоспектроскопия

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

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия была впервые применена в 1946 году, когда Джозеф Лейд Поуси , Руби Пейн-Скотт и Линдси Маккриди использовали одну антенну на вершине морского утеса для наблюдения за солнечным излучением частотой 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отраженный от поверхности моря, создавали 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 методику синтеза апертуры для анализа данных интерферометра. ^[14] Процесс синтеза апертуры, который включает в себя автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока. ^[15] Результатом является трехмерное изображение , третьей осью которого является 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 для расщепления белого света 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, стоящие за этими темными линиями. Горячие твердые объекты производят свет с непрерывным спектром , горячие газы излучают свет на определенных длинах волн, а горячие твердые объекты, окруженные более холодными газами, показывают 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, показаны в следующей таблице. Обозначения из ранней серии Бальмера показаны в скобках.

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

• В 1868 году Норман Локьер и Пьер Жанссен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D ₁ и D ₂ ), которую Локьер определил как новый элемент. Он назвал его гелием , но только в 1895 году элемент был обнаружен на Земле. ^{[5] : 84–85}
• В 1869 году астрономы Чарльз Август Янг и Уильям Харкнесс независимо друг от друга наблюдали новую зеленую эмиссионную линию в короне Солнца во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван коронием , поскольку он был обнаружен только в короне. Только в 1930-х годах Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия на 530,3 нм была вызвана сильно ионизированным железом (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 для Солнца зарегистрировано более 20 000 линий поглощения в диапазоне от 293,5 до 877,0 нм, однако только около 75% этих линий связаны с элементным поглощением. ^{[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 классифицировать по звездным популяциям ; звезды популяции I являются самыми молодыми звездами и имеют самое высокое содержание металлов (Солнце является звездой популяции I), в то время как звезды популяции III являются самыми старыми звездами с очень низким содержанием металлов. ^{[19] [20]}

Температура и размер

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею черного тела , материала, который испускает электромагнитное излучение на всех длинах 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 T = b {\displaystyle \lambda _{\text{макс}}T=b}

b — константа пропорциональности, называемая константой смещения Вина , равная2,897 771 955 ... × 10 ⁻³  м⋅К . ^[24] Это уравнение называется законом Вина . Измеряя 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 — это мера 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 (путем прямого измерения и расчета) ,} можно определить радиус звезды.

Галактики

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

Исследования доплеровского смещения скоплений галактик Фрицем Цвикки в 1937 году показали, что галактики в скоплении движутся гораздо быстрее, чем это казалось возможным из массы скопления, выведенной из видимого света. Цвикки выдвинул гипотезу, что в скоплениях галактик должно быть много несветящейся материи, которая стала известна как темная материя . ^[27] После его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть Вселенной) состоит из темной материи. Однако в 2003 году было обнаружено, что четыре галактики (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 и NGC 4697 ) имеют мало или вообще не имеют темной материи, влияющей на движение звезд, содержащихся в них; причина отсутствия темной материи неизвестна. ^[28]

В 1950-х годах было обнаружено, что сильные радиоисточники связаны с очень тусклыми, очень красными объектами. Когда был получен первый спектр одного из этих объектов, там были линии поглощения на длинах волн, где их не ожидалось. Вскоре стало ясно, что наблюдаемый спектр был обычным галактическим, но сильно смещенным в красную область. ^{[29] [30]} В 1964 году Хонг-Йи Чиу назвал их квазизвездными радиоисточниками , или квазарами . ^[31] Сейчас считается, что квазары — это галактики, образовавшиеся в ранние годы нашей Вселенной, с их экстремальным выходом энергии, поддерживаемым сверхмассивными черными дырами . ^[30]

Свойства галактики также можно определить, проанализировав находящиеся в ней звезды. NGC 4550 , галактика в скоплении Девы, имеет большую часть своих звезд, вращающихся в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, которые вращались в противоположных направлениях друг к другу. ^[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, которая занимает пространство между звездными системами в галактике. 99% этой материи находится в газообразном состоянии — водород , гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород . Оставшийся 1% — это частицы пыли, которые, как полагают, в основном состоят из графита , силикатов и льдов. ^[34] Облака пыли и газа называются туманностями .

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

Газообразные эмиссионные туманности

В ранние годы астрономической спектроскопии ученые были озадачены спектром газообразных туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности показывают только эмиссионные линии, а не полный спектр, как звезды. Из работы Кирхгофа он сделал вывод, 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, самые яркие из них линии при 495,9 нм и 500,7 нм. ^[36] Эти линии были приписаны новому элементу, небулию , пока Айра Боуэн не определил в 1927 году, что эмиссионные линии исходят от высокоионизированного кислорода (O ⁺² ). ^{[37] [38]} Эти эмиссионные линии нельзя было воспроизвести в лаборатории, потому что они являются запрещенными линиями ; Низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) ^[34] позволяет метастабильным ионам распадаться посредством излучения запрещенных линий, а не столкновений с другими атомами. ^[36]

Не все эмиссионные туманности находятся вокруг или вблизи звезд, где солнечное нагревание вызывает ионизацию. Большинство газообразных эмиссионных туманностей образовано нейтральным водородом. В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния : электрон имеет либо тот же спин, либо противоположный спин протона . Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он испускает линию излучения или поглощения 21 см. ^[34] Эта линия находится в радиодиапазоне и позволяет проводить очень точные измерения: ^[36]

• Скорость облака можно измерить с помощью доплеровского смещения.
• Интенсивность линии 21 см показывает плотность и количество атомов в облаке.
• Температуру облака можно рассчитать

Используя эту информацию, было установлено, что Млечный Путь имеет форму спиральной галактики , хотя точное количество и положение спиральных рукавов являются предметом текущих 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 электронов компонентов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными спектрами. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновых или инфракрасных частях спектра. ^[40] Химические реакции, которые образуют эти молекулы, могут происходить в холодных, диффузных облаках ^[41] или в плотных областях, освещенных ультрафиолетовым светом. ^[42] Большинство известных соединений в космосе являются органическими , начиная от небольших молекул, например, _{ацетилена} C2H2 и ацетона ( CH3 ₎ 2CO _; [ ^43] до целых классов больших молекул, например, фуллеренов [ ^42] и полициклических ароматических углеводородов ; и до _{твердых} веществ , таких как графит или другой сажистый материал. ^[44]

Движение во вселенной

Красное смещение 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 в Млечном Пути и галактик в Местной группе , почти все галактики удаляются от Земли из-за расширения Вселенной . ^[18]

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звездных объектов можно определить, посмотрев на их спектр. Из-за эффекта Доплера , объекты, движущиеся к кому-то, смещены в синюю сторону , а объекты, движущиеся от кого-то, смещены в красную сторону . Длина волны света, смещенного в красную сторону, длиннее, и кажется краснее источника. И наоборот, длина волны света, смещенного в синюю сторону, короче, и кажется синее источника:

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

где — излучаемая длина волны, — скорость объекта, — наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v<0 соответствует λ<λ ₀ , смещенной в синюю сторону длины волны. Смещенная в красную сторону линия поглощения или испускания будет больше смещена к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что галактика Андромеды смещена в синюю сторону, то есть она движется к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик — все, кроме четырех, были смещены в красную сторону — и смог вычислить 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 следующим образом: ${\displaystyle \lambda _{0}}$ ${\displaystyle v_{0}}$ ${\displaystyle \lambda }$

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

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

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

В этих уравнениях частота обозначается как , а длина волны как . Чем больше значение z, тем больше смещение света в красную область и тем дальше объект находится от Земли. По состоянию на январь 2013 года наибольшее красное смещение галактики z~12 было обнаружено с помощью Hubble Ultra-Deep Field , что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной составляет приблизительно 13,82 миллиарда лет). ^{[48] [49] [50]} ${\displaystyle f}$ ${\displaystyle \lambda }$

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

Необычное движение

Объекты, которые гравитационно связаны, 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 рассмотрении солнечного или галактического спектра, поскольку ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет затенено пекулярным движением. Например, форма и размер скопления Девы стали предметом тщательного научного изучения 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.

Так же, как планеты могут быть гравитационно связаны со звездами, пары звезд могут вращаться друг вокруг друга. Некоторые двойные звезды являются визуально двойными, то есть их можно наблюдать вращающимися друг вокруг друга через телескоп. Однако некоторые двойные звезды слишком близки друг к другу, чтобы их можно было разрешить . ^[53] Эти две звезды, если смотреть на них через спектрометр, покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разный спектральный класс . ^[54]

Спектроскопические двойные звезды также могут быть обнаружены из-за их радиальной скорости ; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, в то время как другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. Орбитальная плоскость системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно орбитальной плоскости, наблюдаемая радиальная скорость будет отсутствовать. ^{[53] [54]} Например, человек, смотрящий на карусель сбоку, увидит, как животные движутся к нему и от него, тогда как если он смотрит прямо сверху, они будут двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы

Планеты , астероиды и кометы отражают свет от своих родительских звезд и излучают свой собственный свет. Для более холодных объектов, включая планеты Солнечной системы и астероиды, большая часть излучения находится в инфракрасном диапазоне длин волн, которые мы не можем видеть, но которые обычно измеряются с помощью спектрометров . 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 толстой атмосферой или полным покрытием облаками или дымкой (таких как четыре гигантские планеты , Венера и спутник Сатурна Титан ), спектр в основном или полностью обусловлен только атмосферой. ^[55]

Планеты

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения, обусловленные минералами в породах, присутствующих в каменистых 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, оксид углерода, диоксид углерода и метан. ^[56]

Астероиды

Астероиды можно классифицировать на три основных типа в соответствии с их спектрами. 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 том, что сейчас известно как классификация Толена , типы C состоят из углеродистого материала, типы S состоят в основном из силикатов , а типы X являются «металлическими». Существуют и другие классификации необычных астероидов. Астероиды типов C и S являются наиболее распространенными астероидами. В 2002 году классификация Толена была далее «эволюционирована» в классификацию SMASS , расширив количество категорий с 14 до 26 для учета более точного спектроскопического анализа астероидов. ^{[57] [58]}

Кометы

Оптический спектр кометы Хиякутакэ .

Спектры комет состоят из отраженного солнечного спектра от пылевых облаков, окружающих комету, а также линий излучения от газообразных атомов и молекул, возбуждаемых до флуоресценции солнечным светом и/или химическими реакциями. Например, химический состав кометы ISON ^[59] был определен спектроскопией из-за заметных линий излучения циана (CN), а также двух- и трехуглеродных атомов (C ₂ и C ₃ ). ^[60] Близлежащие кометы можно даже увидеть в рентгеновских лучах, поскольку ионы солнечного ветра, летящие к коме, нейтрализуются. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние солнечного ветра, а не кометы. ^[61]

Смотрите также

• Атомная и молекулярная астрофизика
• Спектр излучения
• Желоб Ганна-Петерсона
• Лес Лайман-Альфа
• Фотометрия (астрономия)
• Призма
• Спектрометр
• Теллурическое загрязнение

Ссылки

1. Фукал, Питер В. (2004). Солнечная астрофизика . Вайнхайм: Wiley VCH. п. 69. ИСБН 3-527-40374-4.
2. "Cool Cosmos – Infrared Astronomy". Калифорнийский технологический институт. Архивировано из оригинала 11 октября 2018 года . Получено 23 октября 2013 года .
3. Ньютон, Исаак (1705). Оптика: Или, Трактат об отражениях, преломлениях, изгибаниях и цветах света. Лондон: Королевское общество. С. 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. Hearnshaw, JB (1986). Анализ звездного света . Кембридж: Cambridge University Press. ISBN 0-521-39916-5.
6. Kitchin, CR (1995). Оптическая астрономическая спектроскопия . Бристоль: Institute of Physics Publishing. стр. 127, 143. ISBN 0-7503-0346-8.
7. Ball, David W. (2001). Основы спектроскопии . Беллингхэм, Вашингтон: Общество инженеров фотооптического приборостроения. стр. 24, 28. ISBN 0-8194-4104-X.
8. Barden, SC; Arns, JA; Colburn, WS (июль 1998 г.). d'Odorico, Sandro (ред.). "Volume-phase holographic gratings and their potential forastronomical applications" (PDF) . Proc. SPIE . Optical Astronomical Instrumentation. 3355 : 866–876. Bibcode :1998SPIE.3355..866B. CiteSeerX 10.1.1.25.5736 . doi :10.1117/12.316806. S2CID  17445305. Архивировано из оригинала (PDF) 28.07.2010 . Получено 12.09.2019 . 
9. Oke, JB; Gunn, JE (1983). "Вторичные стандартные звезды для абсолютной спектрофотометрии". The Astrophysical Journal . 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O. doi : 10.1086/160817.
10. Ghigo, F. "Karl Jansky". Национальная радиоастрономическая обсерватория . Associated Universities, Inc. Получено 24 октября 2013 г.
11. Поуси, Джозеф; Пейн-Скотт, Руби; Маккриди, Линдсей (1946). «Радиочастотная энергия Солнца». Nature . 157 (3980): 158–159. Bibcode :1946Natur.157..158P. doi :10.1038/157158a0. PMID  21015114. S2CID  4056021.
12. Райл, М.; Фонберг, Д.Д. (1946). «Солнечная радиация на 175 МГц». Nature . 158 (4010): 339–340. Bibcode :1946Natur.158..339R. doi :10.1038/158339b0. S2CID  4097569.
13. Робертсон, Питер (1992). За пределами южного неба: радиоастрономия и телескоп Паркса. Кембриджский университет. стр. 42, 43. ISBN 0-521-41408-3.
14. WE Howard. "Хронологическая история радиоастрономии" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2012-07-14 . Получено 2 декабря 2013 .
15. "Как работают радиотелескопы". Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года . Получено 2 декабря 2013 года .
16. "Пресс-релиз: Нобелевская премия по физике 1974 года" . Получено 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) . Wiley-Blackwell. стр. 61. ISBN 978-0-470-03333-3. Архивировано из оригинала (PDF) 29.10.2013.
19. Грегори, Стивен А.; Майкл Зейлик (1998). Введение в астрономию и астрофизику (4-е изд.). Форт-Уэрт [ua]: Saunders College Publ. стр. 322. ISBN 0-03-006228-4.
20. Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения первичного газа в ранней Вселенной». The Astrophysical Journal . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Bibcode :2013ApJ...775..111P. doi :10.1088/0004-637X/775/2/111. S2CID  119233184.
21. Г. Кирхгоф (июль 1860 г.). «О соотношении между излучательной и поглощающей способностью различных тел для света и тепла». Лондонский, Эдинбургский и Дублинский философский журнал и научный журнал . 20 (130). Тейлор и Фрэнсис.
22. Нахар, Анил К. Прадхан, Султана Н. (2010). Атомная астрофизика и спектроскопия . Кембридж: Cambridge University Press. С. 7, 221. ISBN 978-0-521-82536-8.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
23. Махмуд Массуд (2005). "§ 2.1 Излучение черного тела". Инженерные терможидкости: термодинамика, механика жидкости и теплопередача . Springer. стр. 568. ISBN 3-540-22292-8.
24. "Значение CODATA 2022: константа закона смещения длины волны Вина". Справочник NIST по константам, единицам измерения и неопределенности . NIST . Май 2024 г. Получено 18.05.2024 .
25. "Светимость звезд". Australia Telescope National Facility . 12 июля 2004 г. Архивировано из оригинала 9 августа 2014 г. Получено 2 июля 2012 г.
26. "2022 CODATA Value: Stefan–Boltzmann constant". Справочник NIST по константам, единицам и неопределенности . NIST . Май 2024. Получено 2024-05-18 .
27. Цвикки, Ф. (октябрь 1937 г.). «О массах туманностей и скоплений туманностей». The Astrophysical Journal . 86 : 217. Bibcode : 1937ApJ....86..217Z. doi : 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». The Astrophysical Journal . 138 : 30. Bibcode : 1963ApJ...138...30M. doi : 10.1086/147615 .
30. Wallace, PR (1991). Физика: воображение и реальность . Сингапур: World Scientific. стр. 235–246. ISBN 997150930X.
31. Чиу, Хонг-Йи (1964). «Гравитационный коллапс». Physics Today . 17 (5): 21–34. Bibcode : 1964PhT....17e..21C. doi : 10.1063/1.3051610 .
32. Рубин, Вера К.; Грэм, JA; Кенни, Джеффри DP (июль 1992 г.). "Коспространственные противовращающиеся звездные диски в галактике Девы E7/S0 NGC 4550". The Astrophysical Journal . 394 : L9. Bibcode :1992ApJ...394L...9R. doi : 10.1086/186460 .
33. Кудрицкий, Р.-П. (май 2010 г.). «Рассечение галактик с помощью количественной спектроскопии самых ярких звезд во Вселенной». Astronomische Nachrichten . 331 (5): 459–473. arXiv : 1002.5039 . Bibcode : 2010AN....331..459K. doi : 10.1002/asna.200911342. S2CID  119211740.
34. Kitchin, CR (1987). Звезды, туманности и межзвездная среда: наблюдательная физика и астрофизика . Бристоль: A. Hilger. стр. 265–277. ISBN 0-85274-580-X.
35. Хаггинс, сэр Уильям (1899). Научные труды сэра Уильяма Хаггинса . Лондон: William Wesley and Son. С. 114–115.
36. Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров ([Online-Ausg.]. ed.). Лондон: Imperial College Press. стр. 46–47, 99–100. ISBN 1-86094-513-9.
37. Хирш, Ричард Ф. (июнь 1979 г.). «Загадка газообразных туманностей». Isis . 70 (2): 162–212. Bibcode :1979Isis...70..197H. doi :10.1086/352195. JSTOR  230787. S2CID  123234614.
38. Боуэн, И.С. (1 октября 1927 г.). «Происхождение спектра небулия». Nature . 120 (3022): 473. Bibcode :1927Natur.120..473B. doi : 10.1038/120473a0 . S2CID  4066813.
39. Ефремов, Ю. Н. (22 февраля 2011 г.). «О спиральной структуре Галактики Млечный Путь». Astronomy Reports . 55 (2): 108–122. arXiv : 1011.4576 . Bibcode : 2011ARep...55..108E. doi : 10.1134/S1063772911020016. S2CID  55372968.
40. Шу, Фрэнк Х. (1982). Физическая вселенная: введение в астрономию (12. [Д-р]. ред.). Саусалито, Калифорния: Univ. Science Books. стр. 232–234. ISBN 0-935702-05-9.
41. Хадсон, Реджи Л. «Межзвездная среда». Астрохимическая лаборатория Центра космических полетов имени Годдарда. Архивировано из оригинала 13 июля 2013 года . Получено 19 ноября 2013 года .
42. Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, SE (22 июля 2010 г.). «Обнаружение C60 и C70 в молодой планетарной туманности». Science . 329 (5996): 1180–1182. Bibcode :2010Sci...329.1180C. doi :10.1126/science.1192035. PMID  20651118. S2CID  33588270.
43. Йоханссон, LE; Андерссон, C; Элдер, J; Фриберг, P; Хьялмарсон, A; Хоглунд, B; Ирвин, WM; Олофссон, H; Ридбек, G (1984). "Спектральное сканирование Ориона A и IRC+10216 от 72 до 91 ГГц". Астрономия и астрофизика . 130 : 227–56. Bibcode : 1984A&A...130..227J. PMID  11541988.
44. Миллар, Т.Дж.; Д.А. Уильямс (1993). Пыль и химия в астрономии . Бристоль [ua]: Inst. of Physics. стр. 116. ISBN 0-7503-0271-2.
45. "Hubble Pinpoints the farthest protocluster of Galaxies ever seen". Пресс-релиз ESA/Hubble . Получено 13 января 2012 г.
46. Хейнс, Марта. «Закон Хаббла». Корнелльский университет . Получено 26 ноября 2013 г.
47. Хачра, Джон. «Внегалактические красные смещения». Калифорнийский технологический институт . Получено 26 ноября 2013 г.
48. Эллис, Ричард С.; МакЛур, 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 находит галактики с красным смещением от 9 до 12". NASA/ESA . Получено 26 ноября 2013 г.
50. "Planck reveals an Almost Perfect Universe". ESA . 21 марта 2013 г. Получено 26 ноября 2013 г.
51. "Peculiar Velocity". Технологический университет Суинберна . Получено 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". Australia Telescope Outreach and Education . Australia Telescope National Facility. Архивировано из оригинала 8 декабря 2013 года . Получено 26 ноября 2013 года .
54. Gray, Richard O.; Christopher J. Corbally (2009). Звездная спектральная классификация . Принстон, Нью-Джерси: Princeton University Press. стр. 507–513. ISBN 978-0-691-12510-7.
55. Гуди, Ричард М.; Юнг, Юк Линг (1989). Атмосферная радиация: Теоретическая основа . Нью-Йорк, Нью-Йорк, США: Oxford University Press. 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. Bus, S (июль 2002 г.). «Фаза II спектроскопического обзора астероидов малого главного пояса. Таксономия на основе признаков». Icarus . 158 (1): 146–177. Bibcode :2002Icar..158..146B. doi :10.1006/icar.2002.6856. S2CID  4880578.
58. Чапман, Кларк Р.; Моррисон, Дэвид; Зеллнер, Бен (май 1975). «Свойства поверхности астероидов: синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Icarus . 25 (1): 104–130. Bibcode :1975Icar...25..104C. doi :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: доказательства из 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 . Получено 26 ноября 2013 года .
61. Lisse, CM; Dennerl, K.; Englhauser, J.; Harden, M.; Marshall, FE; Mumma, MJ; Petre, R.; Pye, JP; Ricketts, MJ; Schmitt, J.; Trumper, J.; West, RG (11 октября 1996 г.). "Открытие рентгеновского и экстремального ультрафиолетового излучения кометы C/Hyakutake 1996 B2". Science . 274 (5285): 205–209. Bibcode :1996Sci...274..205L. doi :10.1126/science.274.5285.205. S2CID  122700701.