Астрономическая спектроскопия - Astronomical spectroscopy

Звездный спектроскоп Обсерватория Лика в 1898 году. Джеймс Килер и построен Джон Брашир.

Астрономическая спектроскопия это изучение астрономия используя методы спектроскопия измерить спектр из электромагнитное излучение, включая видимый свет и радио, которые излучает из звезды и другие небесные объекты. А звездный спектр может выявить многие свойства звезд, такие как их химический состав, температура, плотность, масса, расстояние, светимость и относительное движение, используя Доплеровский сдвиг измерения. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты, туманности, галактики, и активные галактические ядра.

Фон

Электромагнитное пропускание или непрозрачность атмосферы Земли

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трех основных диапазонов излучения: видимый спектр, радио, и рентгеновский снимок. Хотя вся спектроскопия рассматривает определенные области спектра, для получения сигнала требуются разные методы в зависимости от частоты. Озон (O3) и молекулярный кислород (O2) поглощают свет с длиной волны менее 300 нм, что означает, что рентгеновские лучи и ультрафиолетовый спектроскопия требует использования спутникового телескопа или ракетные детекторы.[1]:27 Радиосигналы имеют гораздо большую длину волны, чем оптические сигналы, и требуют использования антенны или радиоустройства. Инфракрасный свет поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично тому, что используется в оптической спектроскопии, для записи большей части инфракрасного спектра требуются спутники.[2]

Оптическая спектроскопия

Падающий свет отражается под тем же углом (черные линии), но небольшая часть света преломляется как цветной свет (красная и синяя линии).

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон сначала использовал простую призму, чтобы наблюдать преломляющие свойства света.[3] В начале 1800-х гг. Йозеф фон Фраунгофер использовал свои навыки стеклодува для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темных линии в, казалось бы, непрерывном спектре.[4] Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр Венера, то Луна, Марс, и различные звезды, такие как Бетельгейзе; его компания продолжала производить и продавать высококачественные рефракторные телескопы, основанные на его оригинальных разработках, 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 высокодетализированной работы.[6] Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой высококачественных отражательных решеток. J.S. Plaskett на Обсерватория 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] Создавая "полыхающая" решетка в котором используется большое количество параллельных зеркал, небольшая часть света может быть сфокусирована и визуализирована. Эти новые спектроскопы были более детализированными, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определенной области спектра путем наклона решетки.[6]

Ограничением для загоревшей решетки является ширина зеркал, которую можно отшлифовать только конечное количество до потери фокуса; максимум - около 1000 линий / мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решетки. В объемно-фазовых голографических решетках используется тонкая пленка дихромированного желатина на стеклянной поверхности, которая впоследствии подвергается воздействию волновой узор созданный интерферометр. Эта волновая картина создает картину отражения, аналогичную светящейся решетке, но с использованием Брэгговская дифракция, процесс, при котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решетки могут иметь до 6000 линий / мм и могут быть в два раза эффективнее по улавливанию света, чем светящиеся решетки. Поскольку голографические решетки герметизированы между двумя листами стекла, они очень универсальны и могут прослужить десятилетия, прежде чем потребуется их замена.[8]

Свет рассредоточенный решеткой или призмой в спектрограф может быть записан детектором. Исторически, фотопластинки широко использовались для регистрации спектров до тех пор, пока не были разработаны электронные детекторы, и сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются устройства с зарядовой связью (ПЗС-матрицы). Шкала длин волн спектра может быть откалиброванный наблюдая спектр эмиссионные линии известной длины волны от газоразрядная лампа. В поток масштаб спектра может быть откалиброван 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 благодаря работе Карл Янский в начале 1930-х годов, работая на Bell Labs. Он построил радиоантенну, чтобы изучить потенциальные источники помех для трансатлантических радиопередач. Один из обнаруженных источников шума пришел не с Земли, а из центра Млечный Путь, в созвездии Стрелец.[10] В 1942 г. JS Привет захватили солнечную радиочастоту с помощью приемников военных радаров.[1]:26 Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровая линия H I в 1951 г.

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия был впервые использован в 1946 году, когда Джозеф Лэйд Поуси, Руби Пейн-Скотт и Линдси Маккриди использовал одиночная антенна на вершине морского утеса наблюдать солнечное излучение 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отраженный от поверхности моря, создавали необходимые помехи.[11] Первый многоприемный интерферометр был построен в том же году компанией Мартин Райл и Вонберг.[12][13] В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовал методику синтез апертуры для анализа данных интерферометра.[14] Процесс синтеза апертуры, который включает автокорреляция и дискретное преобразование Фурье входящий сигнал восстанавливает как пространственные, так и частотные изменения потока.[15] В результате 3D изображение третья ось которого - частота. За эту работу Райл и Хьюиш были награждены премией 1974 г. Нобелевская премия по физике.[16]

Рентгеновская спектроскопия

Основная статья: Рентгеновская астрономия

Звезды и их свойства

Непрерывный спектр
Непрерывный спектр
Эмиссионные линии
Эмиссионные линии (дискретный спектр )
Линии абсорбции
Линии абсорбции (дискретный спектр)

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 описал явления за этими темными линиями. Горячие твердые предметы излучают свет с непрерывный спектр горячие газы излучают свет с определенными длинами волн, а горячие твердые объекты, окруженные более холодными газами, показывают почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими эмиссионным линиям газов.[5]:42–44[17] Сравнивая линии поглощения Солнца с спектры излучения известных газов можно определить химический состав звезд.

Главная Линии фраунгофера, и элементы, с которыми они связаны, представлены в следующей таблице. Обозначения с раннего Серия Бальмера показаны в скобках.

ОбозначениеЭлементДлина волны (нм )
уО2898.765
ZО2822.696
АО2759.370
BО2686.719
C (Hα)ЧАС656.281
аО2627.661
D1Na589.592
D2Na588.995
D3 или dОн587.5618
еHg546.073
E2Fe527.039
б1Mg518.362
б2Mg517.270
б3Fe516.891
б4Mg516.733
ОбозначениеЭлементДлина волны (нм )
cFe495.761
F (Hβ)ЧАС486.134
dFe466.814
еFe438.355
G '(Hγ)ЧАС434.047
граммFe430.790
граммCa430.774
h (Hδ)ЧАС410.175
ЧАСCa+396.847
KCa+393.368
LFe382.044
NFe358.121
пTi+336.112
ТFe302.108
тNi299.444

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

На сегодняшний день более 20 000 линий поглощения внесены в список солнце между 293,5 и 877,0 нм, но только примерно 75% этих линий связаны с элементным поглощением.[1]:69

Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания.[7] Используя эту информацию, звезды можно разделить на звездное население; Звезды популяции I - самые молодые звезды и имеют самое высокое содержание металлов (наше Солнце - звезда популяции I), а звезды популяции III - самые старые звезды с очень низким содержанием металлов.[19][20]

Температура и размер

Кривые черного тела для различных температур.

В 1860 г. Густав Кирхгоф предложил идею черное тело, материал, излучающий электромагнитное излучение на всех длинах волн.[21][22] В 1894 г. Вильгельм Вена вывел выражение, связывающее температуру (T) черного тела с его максимальной длиной волны излучения (λМаксимум).[23]

б это константа пропорциональности называется Постоянная смещения Вина, равно 2.897771955...×10−3 m⋅K.[24] Это уравнение называется Закон Вина. Измеряя максимальную длину волны звезды, можно определить температуру поверхности.[17] Например, если пиковая длина волны звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5778 кельвины.

В яркость звезды - это мера электромагнитная энергия вывод за заданный промежуток времени.[25] Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды соотношением

,

где R - радиус звезды, а σ - Стефан – Больцманн постоянная, со значением 5.670374419...×10−8 W⋅m−2⋅K−4.[26] Таким образом, когда известны как светимость, так и температура (посредством прямых измерений и вычислений), можно определить радиус звезды.

Смотрите также: Яркость и Величина (астрономия)

Галактики

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

Исследования доплеровского сдвига скопления галактик к Фриц Цвикки в 1937 году обнаружил, что галактики в скоплении движутся намного быстрее, чем казалось возможным, исходя из массы скопления, выведенной из видимого света. Цвикки предположил, что в скоплениях галактик должно быть большое количество 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 г. четыре галактики (NGC 821, NGC 3379, NGC 4494 и NGC 4697 ) было обнаружено, что темная материя практически не влияет 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, были обнаружены линии поглощения на длинах волн, которых не ожидалось. Вскоре стало понятно, что то, что наблюдали, было нормальным галактическим спектром, но с сильным красным смещением.[29][30] Они были названы квазизвездные радиоисточники, или же квазары, к Хонг-Йи Чиу в 1964 г.[31] Квазары теперь считаются галактиками, образовавшимися в первые годы существования нашей Вселенной, с их чрезвычайной мощностью, получаемой за счет сверхмассивных черные дыры.[30]

Свойства галактики также можно определить, анализируя звезды, находящиеся в них. NGC 4550, галактика в скоплении Девы, большая часть звезд вращается в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, вращающихся 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 же стандартные свечи.[33]

Межзвездная среда

Основная статья: Межзвездная среда

Межзвездная среда - это материя, занимающая пространство между звездные системы в галактике. 99% этого вещества газообразное - водород, гелий, и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как кислород. Другой 1% - это частицы пыли, которые, как считается, в основном графит, силикаты, и льды.[34] Облака пыли и газа называются туманности.

Существует три основных типа туманностей: поглощение, отражение, и выброс туманности. Поглощающие (или темные) туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что они заслоняют свет звезд позади себя, делая фотометрия трудно. 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 рассеивают лучше, чем более длинные волны. Эмиссионные туманности излучают свет на определенных длинах волн в зависимости от их химического состава.[34]

Газоэмиссионные туманности

В первые годы астрономической спектроскопии ученые были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 г. Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности показывают только эмиссионные линии, а не полный спектр, как у звезд. Из работы Кирхгофа он пришел к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара».[35] Однако было несколько линий излучения, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них - линии 495,9 нм и 500,7 нм.[36] Эти строки были отнесены к новому элементу, туманность, до того как Ира Боуэн В 1927 году было установлено, что линии излучения принадлежат высокоионизированному кислороду (O+2).[37][38] Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, поскольку они запрещенные строки; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр)[34] позволяет метастабильный ионы распадаются через излучение запрещенных линий, а не при столкновениях с другими атомами.[36]

Не все эмиссионные туманности встречаются вокруг звезд или вблизи них, где солнечное нагревание вызывает ионизацию. Большинство газоэмиссионных туманностей образовано нейтральным водородом. в основное состояние нейтральный водород имеет два возможных спиновые состояния: the электрон имеет либо такое же вращение, либо противоположное вращение протон. Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он испускает линию излучения или поглощения 21 см.[34] Эта линия находится в пределах радиодиапазона и позволяет проводить очень точные измерения:[36]

  • Скорость облака можно измерить с помощью Доплеровский сдвиг
  • Интенсивность линии 21 см дает плотность и количество атомов в облаке.
  • Температуру облака можно вычислить

Используя эту информацию, форма Млечного Пути была определена как спиральная галактика, хотя точное количество и положение спиральных рукавов - предмет постоянных исследований.[39]

Сложные молекулы

Основная статья: Список межзвездных и околозвездных молекул

Пыль и молекулы в межзвездной среде не только скрывают фотометрию, но и вызывают появление линий поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными спектрами. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновом или инфракрасном диапазоне спектра.[40] Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках.[41] или в густых регионах, освещенных ультрафиолетовый свет.[42] Полициклические ароматические углеводороды Такие как ацетилен (C2ЧАС2) обычно группируются вместе, образуя графиты или другой сажистый материал,[43] но другие Органические молекулы Такие как ацетон ((CH3)2CO)[44] и бакминстерфуллерены (C60 и C70) были обнаружены.[42]

Движение во вселенной

Красное смещение и синее смещение

Звезды и межзвездный газ связаны гравитацией с образованием галактик, а группы галактик могут быть связаны гравитацией в скопления галактик.[45] За исключением звезд в Млечный Путь и галактики в Местная группа, почти все галактики удаляются от нас из-за расширение вселенной.[18]

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звездных объектов можно определить по их спектру. Из-за Эффект Допплера, движущиеся к нам объекты голубоватый, а удаляющиеся объекты - красное смещение. Длина волны света с красным смещением длиннее, и он кажется более красным, чем источник. И наоборот, длина волны света с синим смещением короче и кажется более синей, чем у исходного света:

куда - излучаемая длина волны, - скорость объекта, а - наблюдаемая длина волны. Отметим, что v <0 соответствует λ <λ0, длина волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному краю спектра, чем стационарная линия. В 1913 г. Весто Слайфер определил Галактика Андромеды был смещен в синий цвет, что означало, что он двигался к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик, все из которых, кроме 4, имели красное смещение, и смог вычислить их скорости относительно Земли. Эдвин Хаббл позже использовал эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить Закон Хаббла: Чем дальше от Земли находится галактика, тем быстрее она удаляется от нас.[18][46] Закон Хаббла можно обобщить до

куда - скорость (или поток Хаббла), это Постоянная Хаббла, и это расстояние от Земли.

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

Расчет красного смещения,
На основе длины волныВ зависимости от частоты

В этих уравнениях частота обозначается как и длину волны . Чем больше значение z, тем сильнее смещен свет и тем дальше объект находится от Земли. По состоянию на январь 2013 г. наибольшее красное смещение галактики на z ~ 12 было найдено с помощью Сверхглубокое поле Хаббла, что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной приблизительно 13,82 миллиарда лет).[48][49][50]

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение, где c - скорость света.

Своеобразное движение

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

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на спектр Солнца или Галактики, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер Скопление Девы был предметом серьезного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении.[52]

Бинарные звезды

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

Точно так же, как планеты могут быть гравитационно связаны со звездами, пары звезд могут вращаться вокруг друг друга. Немного двойные звезды являются визуально-двойными, то есть их можно наблюдать вращающимися по орбите в телескоп. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было увидеть. решено.[53] Эти две звезды при просмотре через спектрометр покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разную яркость. спектральный класс.[54]

Спектроскопические двойные системы также могут быть обнаружены по их радиальная скорость; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, в то время как другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. В орбитальный самолет системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости орбиты, то не будет наблюдаемой лучевой скорости.[53][54] Например, если вы посмотрите на карусель сбоку вы увидите животных, движущихся к вам и от вас, тогда как если вы посмотрите прямо сверху, они будут двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы

Планеты, астероиды, и кометы все они отражают свет своих родительских звезд и излучают свой собственный свет. Для более прохладных объектов, в том числе Солнечная система планет и астероидов, большая часть излучения приходится на инфракрасные волны, которые мы не видим, но которые обычно измеряются с помощью спектрометры. Для объектов, окруженных газом, таких как кометы и планеты с атмосферой, дальнейшее излучение и поглощение происходит на определенных длинах волн в газе, запечатлевая спектр газа на спектре твердого объекта. В случае миров с плотной атмосферой или полной облачностью (например, газовые гиганты, Венера, и Сатурн спутник Титан (луна) ), спектр в основном или полностью зависит только от атмосферы.[55]

Планеты

Отраженный свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералы в породах, присутствующих в скалистых телах, или из-за элементов и молекул, присутствующих в атмосфере. На сегодняшний день более 3500 экзопланеты были обнаружены. К ним относятся так называемые Горячие юпитеры, а также планеты земного типа. С помощью спектроскопии были обнаружены такие соединения, как щелочные металлы, водяной пар, монооксид углерода, диоксид углерода и метан.[56]

Астероиды

По спектру астероиды можно разделить на три основных типа. Исходные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году, а затем были расширены Дэвид Дж. Толен в 1984 году. В том, что сейчас известно как Классификация Толена, то C-типы изготовлены из углеродистого материала, S-типы состоит в основном из силикаты, и X-типы «металлические». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа - самые распространенные астероиды. В 2002 году классификация Толена была далее «развита» в Классификация SMASS, увеличив количество категорий с 14 до 26, чтобы учесть более точный спектроскопический анализ астероидов.[57][58]

Кометы

Оптический спектр Комета Хиякутаке.

Спектры комет состоят из отраженного солнечного спектра от пылевых облаков, окружающих комету, а также из линий излучения газовых атомов и молекул, возбужденных до флуоресценция солнечным светом и / или химическими реакциями. Например, химический состав Комета ISON[59] был определен спектроскопией из-за выраженных эмиссионных линий цианогена (CN), а также двух- и трехатомных атомов углерода (C2 и C3).[60] Близлежащие кометы можно даже увидеть в рентгеновских лучах как ионы солнечного ветра, летящие к кома нейтрализованы. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние солнечного ветра, а не состояние кометы.[61]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d Фукал, Питер В. (2004). Солнечная астрофизика. Weinheim: Wiley VCH. п. 69. ISBN  3-527-40374-4.
  2. ^ "Холодный космос - инфракрасная астрономия". Калифорнийский технологический институт. Получено 23 октября 2013.
  3. ^ Ньютон, Исаак (1705). Opticks: Or, Трактат об отражениях, преломлениях, перегибах и цветах света. Лондон: Королевское общество. С. 13–19.
  4. ^ Фраунгофер, Йозеф (1817 г.). "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, в Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre". Annalen der Physik. 56 (7): 282–287. Bibcode:1817АнП .... 56..264Ф. Дои:10.1002 / andp.18170560706.
  5. ^ а б c d Херншоу, Дж. Б. (1986). Анализ звездного света. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-39916-5.
  6. ^ а б Китчин, C.R. (1995). Оптическая астрономическая спектроскопия. Бристоль: Издательский институт физики. С. 127, 143. ISBN  0-7503-0346-8.
  7. ^ а б Болл, Дэвид В. (2001). Основы спектроскопии. Беллингем, Вашингтон: Общество инженеров по фотооптическому приборостроению. С. 24, 28. ISBN  0-8194-4104-X.
  8. ^ Barden, S.C .; Arns, J.A .; Колберн, W.S. (Июль 1998 г.). д'Одорико, Сандро (ред.). «Объемно-фазовые голографические решетки и их возможности для астрономических приложений» (PDF). Proc. SPIE. Оптическое астрономическое оборудование. 3355: 866–876. Bibcode:1998SPIE.3355..866B. CiteSeerX  10.1.1.25.5736. Дои:10.1117/12.316806. S2CID  17445305.
  9. ^ Oke, J. B .; Ганн, Дж. Э. (1983). «Звезды вторичного стандарта для абсолютной спектрофотометрии». Астрофизический журнал. 266: 713. Bibcode:1983ApJ ... 266..713O. Дои:10.1086/160817.
  10. ^ Гиго, Ф. "Карл Янский". Национальная радиоастрономическая обсерватория. Ассоциированные университеты, Inc.. Получено 24 октября 2013.
  11. ^ Поуси, Джозеф; Пейн-Скотт, Руби; Маккриди, Линдси (1946). «Радиочастотная энергия Солнца». Природа. 157 (3980): 158–159. Bibcode:1946Натура.157..158П. Дои:10.1038 / 157158a0. PMID  21015114. S2CID  4056021.
  12. ^ Ryle, M .; Вонберг, Д. Д. (1946). «Солнечное излучение на 175 Мц / с». Природа. 158 (4010): 339–340. Bibcode:1946 г.Натура.158..339R. Дои:10.1038 / 158339b0. S2CID  4097569.
  13. ^ Робертсон, Питер (1992). За пределами южного неба: радиоастрономия и телескоп Паркса. Кембриджский университет. С. 42, 43. ISBN  0-521-41408-3.
  14. ^ В. Э. Ховард. "Хронологическая история радиоастрономии" (PDF). Архивировано из оригинал (PDF) на 2012-07-14. Получено 2 декабря 2013.
  15. ^ «Как работают радиотелескопы». Архивировано из оригинал 3 декабря 2013 г.. Получено 2 декабря 2013.
  16. ^ "Пресс-релиз: Нобелевская премия по физике 1974 г.". Получено 2 декабря 2013.
  17. ^ а б Jenkins, Francis A .; Харви Э. Уайт (1957). Основы оптики (4-е изд.). Нью-Йорк: Макгроу-Хилл. стр.430–437. ISBN  0-07-085346-0.
  18. ^ а б c Морисон, Ян (2008). Введение в астрономию и космологию (PDF). Вили-Блэквелл. п. 61. ISBN  978-0-470-03333-3. Архивировано из оригинал (PDF) на 2013-10-29.
  19. ^ Грегори, Стивен А .; Майкл Зейлик (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Форт-Уэрт [u.a.]: Saunders College Publ. п. 322. ISBN  0-03-006228-4.
  20. ^ Пан, Любин; Сканнапеко, Эван; Скало, Джон (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения чистого газа в ранней Вселенной». Астрофизический журнал. 775 (2): 111. arXiv:1306.4663. Bibcode: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 на свет и тепло». 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. С. 7, 221. ISBN  978-0-521-82536-8.
  23. ^ Махмуд Масуд (2005). «§2.1 Излучение черного тела». Технические теплоносители: термодинамика, механика жидкости и теплообмен. Springer. п. 568. ISBN  3-540-22292-8.
  24. ^ «Значение CODATA 2018: постоянная закона смещения длины волны Вина». Справочник NIST по константам, единицам и неопределенности. NIST. 20 мая 2019. Получено 2019-05-20.
  25. ^ «Сияние звезд». Австралийский национальный центр телескопа. 12 июля 2004 г. Архивировано с оригинал 9 августа 2014 г.. Получено 2 июля 2012.
  26. ^ «Значение CODATA 2018: постоянная Стефана – Больцмана». Справочник NIST по константам, единицам и неопределенности. NIST. 20 мая 2019. Получено 2019-05-20.
  27. ^ Цвикки, Ф. (октябрь 1937 г.). «О массах туманностей и скоплений туманностей». Астрофизический журнал. 86: 217. Bibcode:1937ApJ .... 86..217Z. Дои:10.1086/143864.
  28. ^ Романовский, Аарон Дж .; Дуглас, Найджел Дж .; Арнабольди, Магда; Куйкен, Конрад; Меррифилд, Майкл Р .; Наполитано, Никола Р .; Капаччоли, Массимо; Фриман, Кеннет С. (19 сентября 2003 г.). «Нехватка темной материи в обычных эллиптических галактиках». Наука. 301 (5640): 1696–1698. arXiv:Astro-ph / 0308518. Bibcode:2003Наука ... 301.1696R. Дои:10.1126 / science.1087441. PMID  12947033. S2CID  120137872.
  29. ^ Matthews, Thomas A .; Сэндидж, Аллан Р. (июль 1963 г.). «Оптическая идентификация 3c 48, 3c 196 и 3c 286 со звездными объектами». Астрофизический журнал. 138: 30. Bibcode:1963ApJ ... 138 ... 30M. Дои:10.1086/147615.
  30. ^ а б Уоллес, П.Р. (1991). Физика: воображение и реальность. Сингапур: World Scientific. С. 235–246. ISBN  997150930X.
  31. ^ Чиу, Хун-Йи (1964). «Гравитационный коллапс». Физика сегодня. 17 (5): 21–34. Bibcode:1964ФТ .... 17э..21С. Дои:10.1063/1.3051610.
  32. ^ Рубин, Вера С .; Graham, J. A .; Кенни, Джеффри Д. П. (июль 1992 г.). «Космические встречно вращающиеся звездные диски в галактике Девы E7 / S0 NGC 4550». Астрофизический журнал. 394: L9. Bibcode:1992ApJ ... 394L ... 9R. Дои:10.1086/186460.
  33. ^ Кудрицки, 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. Дои:10.1002 / asna.200911342. S2CID  119211740.
  34. ^ а б c d Китчин, C.R. (1987). Звезды, туманности и межзвездная среда: физика наблюдений и астрофизика. Бристоль: А. Хильгер. С. 265–277. ISBN  0-85274-580-X.
  35. ^ Хаггинс, сэр Уильям (1899). Научные труды сэра Уильяма Хаггинса. Лондон: Уильям Уэсли и сын. С. 114–115.
  36. ^ а б c Теннисон, Джонатан (2005). Астрономическая спектроскопия: введение в атомную и молекулярную физику астрономических спектров ([Online-Ausg.]. Ред.). Лондон: Imperial College Press. С. 46–47, 99–100. ISBN  1-86094-513-9.
  37. ^ Хирш, Ричард Ф (июнь 1979). «Загадка газовых туманностей». Исида. 70 (2): 162–212. Bibcode:1979Isis ... 70..197H. Дои:10.1086/352195. JSTOR  230787. S2CID  123234614.
  38. ^ Боуэн, И.С. (1 октября 1927 г.). «Происхождение туманности спектра». Природа. 120 (3022): 473. Bibcode:1927Натура.120..473Б. 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. Bibcode:2011ARep ... 55..108E. Дои:10.1134 / S1063772911020016. S2CID  55372968.
  40. ^ Шу, Фрэнк Х. (1982). Физическая вселенная: введение в астрономию (12. [Dr.]. Ed.). Саусалито, Калифорния: Univ. Научные книги. стр.232–234. ISBN  0-935702-05-9.
  41. ^ Хадсон, Реджи Л. «Межзвездная среда». Лаборатория астрохимии Центра космических полетов им. Годдарда. Архивировано из оригинал 13 июля 2013 г.. Получено 19 ноября 2013.
  42. ^ а б Cami, J .; Bernard-Salas, J .; Peeters, E .; Малек, С. Э. (22 июля 2010 г.). «Обнаружение C60 и C70 в молодой планетарной туманности». Наука. 329 (5996): 1180–1182. Bibcode:2010Sci ... 329.1180C. Дои:10.1126 / science.1192035. PMID  20651118. S2CID  33588270.
  43. ^ Миллар, TJ; Д.А. Уильямс (1993). Пыль и химия в астрономии. Бристоль [u.a.]: Inst. физики. п. 116. ISBN  0-7503-0271-2.
  44. ^ Johansson, LE; Андерссон, К; Элдер, Дж; Friberg, P; Hjalmarson, A; Хоглунд, B; Ирвин, ВМ; Olofsson, H; Ридбек, Г. (1984). «Спектральное сканирование Orion A и IRC + 10216 от 72 до 91 ГГц». Астрономия и астрофизика. 130: 227–56. Bibcode:1984A & A ... 130..227J. PMID  11541988.
  45. ^ «Хаббл указывает на самое дальнее из когда-либо виденных скоплений галактик». Пресс-релиз ЕКА / Хаббла. Получено 13 января 2012.
  46. ^ Хейнс, Марта. "Закон Хаббла". Корнелл Университет. Получено 26 ноября 2013.
  47. ^ Хухра, Джон. «Внегалактические красные смещения». Калифорнийский технологический институт. Получено 26 ноября 2013.
  48. ^ Эллис, Ричард С .; МакЛюр, Росс Дж .; Данлоп, Джеймс С .; Робертсон, Брант Э .; Оно, Ёсиаки; Шенкер, Мэтью А .; Koekemoer, Антон; Bowler, Ребекка А. А .; Оучи, Масами; Роджерс, Александр Б .; Кертис-Лейк, Эмма; Шнайдер, Эван; Шарло, Стефан; Старк, Дэниел П .; Furlanetto, Steven R .; Чирасуоло, Микеле (20 января 2013 г.). «Обилие звездообразующих галактик в диапазоне красного смещения 8.5–12: новые результаты кампании Хаббла на сверхглубоких полях в 2012 г.». Астрофизический журнал. 763 (1): L7. arXiv:1211.6804. Bibcode:2013ApJ ... 763L ... 7E. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 763/1 / L7. S2CID  17883532.
  49. ^ «Перепись Хаббла обнаружила галактики с красными смещениями от 9 до 12». НАСА / ЕКА. Получено 26 ноября 2013.
  50. ^ «Планк открывает почти идеальную Вселенную». ЕКА. 21 марта 2013 г.. Получено 26 ноября 2013.
  51. ^ «Своеобразная скорость». Технологический университет Суинберна. Получено 26 ноября 2013.
  52. ^ Ясуда, Наоки; Фукугита, Масатака; Окамура, Саданори (февраль 1997 г.). «Изучение скопления Девы с использованием отношения Талли-Фишера в полосе B». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 108 (2): 417–448. Bibcode:1997ApJS..108..417Y. Дои:10.1086/312960.
  53. ^ а б «Типы двойных звезд». Австралийский телескоп и образование. Австралийский национальный объект телескопа. Архивировано из оригинал 8 декабря 2013 г.. Получено 26 ноября 2013.
  54. ^ а б Грей, Ричард О .; Кристофер Дж. Корбалли (2009). Звездная спектральная классификация. Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. С. 507–513. ISBN  978-0-691-12510-7.
  55. ^ Гуди, Ричард М .; Юнг, Юк Линг (1989). Атмосферное излучение: теоретические основы. Нью-Йорк, Нью-Йорк, США: Oxford University Press. ISBN  0-19-505134-3.
  56. ^ Тессеный, М .; Tinetti, G .; Savini, G .; Паскаль, Э. (ноябрь 2013 г.). «Молекулярная обнаруживаемость в спектрах экзопланетного излучения». Икар. 226 (2): 1654–1672. arXiv:1308.4986. Bibcode:2013Icar..226.1654T. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.08.022.
  57. ^ Автобус, S (июль 2002 г.). «Фаза II Малого Спектроскопического Обзора Астероидов Главного Пояса. Таксономия на основе признаков». Икар. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. Дои:10.1006 / icar.2002.6856. S2CID  4880578.
  58. ^ Chapman, Clark R .; Моррисон, Дэвид; Зелльнер, Бен (май 1975 г.). «Свойства поверхности астероидов: синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Икар. 25 (1): 104–130. Bibcode: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 из независимых наборов данных». arXiv:1404.5968v6 [астрофизиолог EP ].
  60. ^ Рыцарь, Мэтью. "Почему ISON выглядит зеленым?". Кампания наблюдений за кометой ISON. Архивировано из оригинал 3 декабря 2013 г.. Получено 26 ноября 2013.
  61. ^ Lisse, C.M .; Dennerl, K .; Englhauser, J .; Harden, M .; Marshall, F.E .; Mumma, M. J .; Petre, R .; Pye, J. P .; Ricketts, M. J .; Schmitt, J .; Trumper, J .; Уэст, Р. Г. (11 октября 1996 г.). "Открытие рентгеновского и ультрафиолетового излучения кометы C / Hyakutake 1996 B2". Наука. 274 (5285): 205–209. Bibcode:1996Sci ... 274..205L. Дои:10.1126 / science.274.5285.205. S2CID  122700701.