توسعه طیف سنجی برای اهداف نجومی: جدیدترین تحقیقات

طیف سنجی یکی از اصلی ترین تکنیک هایی است که در نجوم برای درک جهان مورد استفاده قرار می گیرد. بسیاری از کشفیات نجومی نفس گیر در دهه های اخیر ناشی از اندازه گیری های طیف سنجی پیشرفته بوده است. از گسترش روزافزون جهان (تحت کنترل فیزیک ناشناخته) تا شناسایی و مشخصه سیارات خارج از منظومه شمسی ، این اکتشافات تنها اشاره ای به فرصت های جدید بی سابقه ای است که پیشرفت های تکنولوژیکی و علمی در طیف سنجی نجومی برای آینده نوید می دهد. به

بیشتر اطلاعات مربوط به اجرام نجومی خارج از منظومه شمسی از طریق مطالعه تشعشعات الکترومغناطیسی است که به ما می رسد. این تابش اطلاعات عظیمی درباره اجرام آسمانی موجود در کیهان دور افشا می کند که منجمان به هیچ وجه نمی توانند آن را بیاموزند.

یکی از همه کاره ترین ابزارها برای استخراج این اطلاعات طیف سنجی است که شامل پراکندگی تشعشع الکترومغناطیسی در طول موجهای تشکیل دهنده آن (در نتیجه بدست آوردن طیف) است. یک طیف الکترومغناطیسی حاوی اطلاعاتی در مورد نحوه تعامل یا تابش یک جسم است و نجوم را با فیزیک بنیادی در سطوح اتمی و مولکولی پیوند می دهد.

کاوش در طیف های ستاره ای

منشا طیف سنجی نجومی را می توان در اوایل قرن نوزدهم با کشف خطوط تاریک در طیف خورشیدی توسط WH Wollaston در 1802 و J. von Fraunhofer در 1815 مشاهده کرد. خطوط تاریک در طول موج های گسسته از جذب انرژی بوجود می آیند. اتم یا یون در جو خورشیدی اندکی پس از آن ، دانشمندان دیگر طیف ستارگان دیگر را مشاهده و تجزیه و تحلیل کردند و درباره ترکیب شیمیایی و ساختار ستاره ها حدس زدند ، بنابراین پایه های اخترفیزیک مدرن و طیف سنجی نجومی را پایه ریزی کردند.

طیف سنج نجومی از اولین طرح ها تا ابزارهای پیشرفته مدرن از چهار جزء اساسی تشکیل شده است. نور تلسکوپ روی شکافی متمرکز می شود که امکان انتخاب اجسام مورد مطالعه را فراهم می کند (و به حذف هرگونه نور سرگردان کمک می کند). در مرحله بعد ، دستگاه تابش نور واگرا را به یک پرتو موازی تبدیل می کند. نور به یک پراکنده (منشور یا توری بازتابنده) می رسد و در آنجا به طول موجهای تشکیل دهنده خود تقسیم می شود. در پایان ، یک آشکارساز (خواه یک فیلم عکاسی باشد یا یک آشکارساز CCD مدرن) طیف ها را برای تجسم و تجزیه و تحلیل بیشتر ضبط می کند. از طریق طیف سنجی ، اخترشناسان می توانند طول موج های مختلف تابش از اجرام بسیار دور کیهان ، از ستارگان تک تا کهکشان های عظیم را بررسی کرده و ترکیب شیمیایی و سن آنها را تعیین کرده ، حرکت آنها و موارد دیگر را پیگیری کنند.

سرنخ هایی برای تکامل کهکشان

طیف یک جسم نجومی علاوه بر آشکار شدن وجود عناصر شیمیایی خاص ، می تواند در مورد خواص فیزیکی مانند دما ، چگالی و قدرت میدان مغناطیسی نیز اطلاعاتی را ارائه دهد. تجزیه و تحلیل دقیق هزاران طیف ستاره ای در اواخر قرن نوزدهم و اوایل قرن بیستم منجر به توسعه سیستم طبقه بندی ستاره مدرن شد.

طیف های کهکشانی نور میلیاردها ستاره و سایر مواد (ساطع کننده یا جذب کننده) کهکشان مانند گاز و غبار را با هم ترکیب می کنند. با بررسی چنین داده هایی ، دانشمندان می توانند تکامل کهکشان را دنبال کنند. طیف هیدروژن نقش کلیدی در این مورد ایفا می کند ، زیرا 90 matter از مواد عادی در جهان هیدروژن است. در یک کهکشان ، تنها جوانترین و داغترین ستارگان می توانند گاز هیدروژن اطراف را برای انتشار طیف مشخصه خود تحریک کنند ، بنابراین قدرت خطوط انتشار هیدروژن در طیف نشان می دهد که چند ستاره جوان در کهکشان وجود دارد.

نقشه برداری از حرکت در جهان

طیف سنجی می تواند از اثر داپلر (وابستگی طول موج به حرکت نسبی بین منبع تابش و ناظر) برای حرکت اجسام آسمانی در فضا استفاده کند. اگر یک ستاره یا کهکشان از زمین دور می شود ، دانشمندان یک تغییر طیفی قرمز در طیف گسیل عنصری (یا جذب) جسم را مشاهده می کنند. برعکس ، اگر جسم به سمت ناظر حرکت کند ، طیف آن آبی تغییر رنگ می دهد. هرچه جابجایی بیشتر باشد ، سرعت شعاعی جسم (در امتداد خط دید) بیشتر می شود. نظارت بر تغییرات داپلر در طیف اتم هیدروژن به ادوین هابل اجازه داد در سال 1929 تشخیص دهد که جهان به طور یکنواخت در حال انبساط است.

اندازه گیری سرعت شعاعی آنقدر حساس است که ستاره شناسان از آنها برای کشف منظومه های جدید سیاره ای و سیارات فراخورشیدی استفاده می کنند. سیاره هایی که به دور یک ستاره می چرخند باعث ایجاد تزلزل جزئی در چرخش ستاره می شوند. با مشاهده طیف ستارگان ، اخترشناسان می توانند تغییرات طول موج را که برای تزلزل ناشی از سیاره مشخص است ، تشخیص دهند. درجه تزلزل می تواند اندازه سیاره را آشکار کند ، در حالی که سرعت و تغییرات تزلزل اطلاعاتی در مورد تعداد سیارات و مدارهای آنها به همراه دارد.