Астрономическая спектроскопия — это раздел астрономии , использующий методы спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения , в том числе и видимого , которое излучается звездами и другими небесными объектами. Звёздный спектр может выявить многие свойства звёзд, такие как их химический состав, температуру, плотность, массу, расстояние, светимость и относительное движение с помощью измерений доплеровского сдвига . Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты , туманности , галактики и активные ядра галактик .

Основы

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трёх основных полос излучения: спектра видимого излучения , радио- и рентгеновского излучения . В то время как вся спектроскопия рассматривает конкретные области спектра, для получения сигнала в зависимости от частоты требуются разные методы. Озон (O ₃ ) и молекулярный кислород (O ₂ ) поглощают свет с длинами волн до 300 нм , что означает, что для рентгеновской и ультрафиолетовой спектроскопии требуется использование спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракете ^{стр. 27} . Радиосигналы излучаются на гораздо более длинных волнах, чем оптические сигналы и требуют использования антенн или радиоприемников . Инфракрасное излучение поглощается атмосферной водой и углекислым газом , поэтому, хотя оборудование аналогично используемому в оптической спектроскопии, спутники обязаны регистрировать большую часть инфракрасного спектра .

Оптическая спектроскопия

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые использовал простую призму для наблюдения свойств света во время преломления . В начале 1800-х годов Джозеф фон Фраунгофер использовал своё мастерство в качестве производителя стекла для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темных линии в кажущемся непрерывном спектре . Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр Венеры , Луны , Марса и различных звёзд, таких как Бетельгейзе ; его компания продолжала производить и продавать высококачественные преломляющие телескопы, основанные на его оригинальных разработках, до его закрытия в 1884 году ^{стр. 28-29} . Значительный вклад в развитие спектроскопии звезд внесли на рубеже XIX-XX вв. сотрудники Гарвардской обсерватории .

Разрешение призмы ограничено её размерами; большая призма обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает её непригодной для высокоточных наблюдения . Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой Дж. Пласкеттом высококачественных отражательных решёток, который работал в Доминьонской обсерватории в Оттаве , Канада ^{стр. 11} : свет, падающий на зеркало, отражается под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света . Создавая «преломляющую» решётку, которая использует большое количество параллельных зеркал, небольшая часть света может быть сфокусирована и визуализирована. Эти новые спектроскопы давали более детализированное изображение, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определённой области спектра путём наклона решётки .

Ограничением на преломляющую решётку является ширина зеркал, которые можно заточить только до той величины, как будет теряется фокус; максимум составляет около 1000 строк/ мм . Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решётки. В объёмно-фазовых голографических решётках используется тонкая плёнка дихромированного желатина на стеклянной поверхности, которая впоследствии подвергается воздействию интерференции волн , создаваемой интерферометром . Эта волновая картина создаёт картину отражения, похожую на преломляющую решётки, но с использованием условия Брэгга , то есть процесса, в котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине . Голографические решётки могут иметь до 6000 линий/ мм и могут в два раза эффективнее собирать свет, чем преломляющие решётки. Поскольку они запечатаны между двумя листами стекла, голографические решётки очень универсальны, потенциально могут работать десятилетия до необходимости замены .

Свет, рассеянный решёткой или призмой в спектрографе , может быть зарегистрирован детектором. Исторически фотографические пластины широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, и сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются приборы с зарядовой связью ( ПЗС ). Шкала длин волн спектра может быть откалибрована путём наблюдения спектра линий излучения известной длины волны от газоразрядной лампы . Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путём сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправками на атмосферное поглощение света; этот процесс известен как спектрофотометрия .

Радиоспектроскопия

Радиоастрономия была основана работами Карла Янского в начале 1930-х годов , когда он работал в Лаборатории Белла . Он построил радиоантенну для поиска потенциальных источников помех для трансатлантических радиопередач. Один из обнаруженных источников шума пришел не с Земли, а из центра Млечного пути в созвездии Стрельца . В 1942 году Дж. С. Хей обнаружил радиочастоту Солнца с помощью военных радиолокационных приемников ^{стр. 26} . Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии H I в 1951 году .

Радиоинтерферометрия

Радиоинтерферометрия была впервые введена в эксплуатацию в 1946 году , когда Джозеф Лейд Пози , Руби Пейн-Скотт и Линдсей МакКриди использовали единственную антенну на морском утёсе для наблюдения солнечного излучения на частоте 200 МГц . Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отражённый от поверхности моря, создавали необходимые помехи . Первый многоприёмный интерферометр был построен в том же году Мартином Райлом и Вонбергом . В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали методику апертурного синтеза для анализа данных интерферометра . Процесс синтеза диафрагмы, который включает автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока . Результатом является трёхмерное изображение, третьей осью которого является частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно награждены Нобелевской премией по физике 1974 года .

Рентгеновская спектроскопия

Звёзды и их свойства

Химические свойства

Ньютон использовал призму для разделения белого света на цвета, а высококачественные призмы Фраунгофера позволили учёным увидеть тёмные линии неизвестного происхождения. В 1850-х годах Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен описали явления, стоящие за этими темными линиями. Горячие твёрдые объекты производят свет с непрерывным спектром , горячие газы излучают свет на определённых длинах волн, а горячие твёрдые объекты, окружённые более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими линиям излучения газов ^:42–44 . Сравнивая линии поглощения Солнца со спектрами излучения известных газов, можно определить химический состав звёзд .

Основные линии Фраунгофера и элементы, с которыми они связаны, приведены в следующей таблице. Обозначения серии Бальмера указаны в скобках.

В настоящее время спектральные линии обозначаются длиной волны и химическим элементом, которому они принадлежат. Например, Fe I 4383,547 Å обозначает линию нейтрального железа с длиной волны 4383,547 Å. Но для наиболее сильных линий сохранились обозначения, введённые ещё Фраунгофером. Так, самые сильные линии солнечного спектра — линии H и K ионизованного кальция.

Обозначение	Элемент или соединение	Длина волны ( Å )	Обозначение	Элемент	Длина волны ( Å )
y	O 2	8987,65	c	Fe	4957,61
Z	O 2	8226,96	F	H β	4861,34
A	O 2	7593,70	d	Fe	4668,14
B	O 2	6867,19	e	Fe	4383,55
C	H α	6562,81	G'	H γ	4340,47
a	O 2	6276,61	G	Fe	4307,90
D 1	Na	5895,92	G	Ca	4307,74
D 2	Na	5889,95	h	H δ	4101,75
D 3 или d	He	5875,618	H	Ca II	3968,47
e	Hg	5460,73	K	Ca II	3933,68
E 2	Fe	5270,39	L	Fe	3820,44
b 1	Mg	5183,62	N	Fe	3581,21
b 2	Mg	5172,70	P	Ti II	3361,12
b 3	Fe	5168,91	T	Fe	3021,08
b 4	Fe	5167,51	t	Ni	2994,44
b 4	Mg	5167,33

В таблице символами Hα, Hβ, Hγ и Hδ обозначены первые четыре линии бальмеровской серии атома водорода . Линии D ₁ и D ₂ — это широко известный «натриевый дублет» , пара хорошо различимых солнечных линий.

Следует заметить, что в литературе имеются противоречия в некоторых обозначениях линий. Так, символом d обозначают как голубую линию железа 4668,14 Å, так и жёлтую линию гелия (обозначаемую также D ₃ ) 5875,618 Å. Линия e может принадлежать как железу, так и ртути. Чтобы уйти от двусмысленности, необходимо всегда указывать элемент, которому принадлежит линия, например, «линия e ртути».

Не все элементы на Солнце были немедленно идентифицированы. Два примера перечислены ниже.

• В 1868 году Норман Локьер и Пьер Жансен независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D1 и D2), которую Локьер определил как новый элемент. Он назвал его Гелием , но только в 1895 году этот элемент был найден на Земле ^:84–85 ;
• В 1869 году астрономы Чарльз Огастес Янг и (англ.) ( независимо друг от друга наблюдали новую зелёную линию излучения в солнечной короне во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван коронием , так как он был найден только в короне. Лишь в 1930-х годах Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия на длине волны 530,3 нм обусловлена сильно ионизированным железом (Fe ¹³⁺ ) . Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно ионизированными элементами, такими как никель и кальций , причём высокая ионизация обусловлена экстремальной температурой солнечной короны ^:87,297 .

На сегодняшний день для Солнца было перечислено более 20 000 линий поглощения в диапазоне между 293,5 и 877,0 нм , но только приблизительно 75 % этих линий были связаны с поглощением элементами ^:69 .

Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания . Используя эту информацию, звезды можно разделить на звёздные популяции ; Звёзды населения I являются самыми молодыми звёздами и имеют самое высокое содержание металлов (наше Солнце принадлежит именно к этому типу), в то время как звёзды населения III являются самыми старыми звёздами с очень низким содержанием металлов .

Температура и размер

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею абсолютно чёрного тела , материала, излучающего электромагнитное излучение на всех длинах волн . В 1894 году Вильгельм Вена получил выражение, связывающее температуру (T) чёрного тела с его пиковой длиной волны излучения (λ _max ) :

b — коэффициент пропорциональности , называемая постоянной смещения Вина, равная 2,897771955…× 10 ⁻³ нм • К . Это уравнение называется законом смещения Вена . Измеряя пиковую длину волны звезды, можно определить поверхностную температуру звезды . Например, если длина волны пика излучения звезды составляет 502 нм , соответствующая температура будет 5778 К .

Светимость звезды является мерой выделения энергии излучения за определённый промежуток времени . Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды следующим соотношением:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}}$ ,

где R — радиус звезды, а σ — постоянная Стефана — Больцмана со значением : ${\displaystyle \sigma =5{,}670367(13)\times 10^{-8}}$ Вт•м ⁻² •К ⁻⁴ . Таким образом, когда светимость и температура известны (посредством прямого измерения и расчета), можно определить радиус звезды.

Галактики

Спектры галактик похожи на звёздные спектры, поскольку они состоят из объединённого света миллиардов звёзд.

Исследования доплеровского сдвига скоплений галактик , проведенные Фрицем Цвики в 1937 году , показали, что галактики в скоплении движутся гораздо быстрее, чем это представляется возможным из массы скопления, вычисленной на основе видимого света. Цвики предположил, что в скоплениях галактик должно быть много несветящегося вещества, которое сейчас известно как тёмная материя . Со времени его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть вселенной) состоит из темной материи. В 2003 году , однако, было обнаружено, что четыре галактики ( NGC 821 , NGC 3379 , NGC 4494 и NGC 4697 ) практически не имеют темной материи, влияющей на движение звезд, содержащихся в них; причина отсутствия темной материи неизвестна .

В 1950-х годах сильные радиоисточники были связаны с очень тусклыми, очень красными объектами. Когда был получен первый спектр одного из этих объектов, в нём были получены линии поглощения на длинах волн , где ни один не ожидался. Вскоре стало понято, что то, что наблюдалось, было нормальным спектром галактики, но с очень красным смещением . Они были названы квазизвёздными радиоисточниками, или квазарами , открытыми (англ.) ( в 1964 году . В настоящее время считается, что квазары — это галактики, сформировавшиеся в первые годы существования нашей вселенной, с их экстремальным выходом энергии, приводимым в действие сверхмассивными черными дырами .

Свойства галактики также можно определить путём анализа найденных в них звёзд. NGC 4550 , галактика в скоплении Девы, имеет большую часть своих звёзд, вращающихся в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что эта галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, которые вращались в противоположных направлениях друг к другу . Яркие звезды в галактиках также могут помочь определить расстояние до галактики, что может быть более точным методом, чем параллакс или стандартные свечи .

Межзвёздная среда

Межзвездная среда — это материя, которая занимает пространство между звездными системами в галактике. 99 % этого вещества газообразное: водород , гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как, например, кислород . С другой стороны, 1 % — это частицы пыли, в основном состоящие из графита , силикатов и льда . Облака пыли и газа называются туманностями .

Существует три основных типа туманностей: тёмная туманность (она же поглощательная туманность, она же она же абсорбционная), отражательная туманность и эмиссионная туманность . Тёмные туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что они закрывают свет звёзд позади себя, что затрудняет фотометрию . Отражательные туманности, как следует из их названия, отражают свет близлежащих звёзд. Их спектры такие же, как у окружающих их звёзд, хотя свет более синий; более короткие волны рассеивают лучше, чем более длинные волны. Эмиссионные туманности излучают свет на определённых длинах волн в зависимости от их химического состава .

Газообразные эмиссионные туманности

В первые годы астрономической спектроскопии учёные были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности имеют только эмиссионные линии, а не полный спектр, как у звёзд. Из работы Кирхгофа он пришёл к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара» . Однако было несколько линий излучения, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них — линии с длиной волны 495,9 нм и 500,7 нм . Эти линии приписывались новому элементу — небулию , до тех пор, пока Айра Боуэн в 1927 году не определил, что это линии излучения высокоионизированного кислорода (O ₊₂ ) . Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, потому что они являются запрещенными линиями ; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр) позволяет метастабильным ионам распадаться через излучение запрещенных линий , а не столкновения с другими атомами .

Не все эмиссионные туманности встречаются вокруг звёзд или вблизи них, где звёздная радиация вызывает ионизацию. Большинство газоэмиссионных туманностей образовано нейтральным водородом . В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния: электрон имеет либо тот же спин что и протон , либо противоположный спин . Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он излучает квант электромагнитного излучения или поглощения на длине волны 21 см . Эта линия находится в пределах радиодиапазона и позволяет проводить очень точные измерения :

• скорость облака можно измерить с помощью доплеровского сдвига ;
• интенсивность линии на длине волны 21 см дает плотность и количество атомов в облаке;
• также можно вычислить температуру облака.

Используя эту информацию, было определено, что форма Млечного Пути является спиральной галактикой , хотя точное количество и положение спиральных рукавов является предметом текущих исследований .

Сложные молекулы

Пыль и молекулы в межзвёздной среде не только препятствуют фотометрии, но и вызывают появление линий поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными движениями. Обнаружение обычно происходит в радио- , микроволновом или инфракрасном диапазоне спектра . Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках или в плотных областях, освещённых ультрафиолетовым светом . Полициклические ароматические углеводороды , такие как ацетилен (C ₂ H ₂ ), обычно группируются вместе с образованием графитов или другого материала похожего на сажу , также были обнаружены другие органические молекулы , такие как ацетон ((CH ₃ ) ₂ CO) и (англ.) ( (C ₆₀ и C ₇₀ ) .

Движение во вселенной

Звёзды и межзвёздный газ связаны гравитацией и образуют галактики, а группы галактик могут быть связаны гравитацией в скопления галактик . За исключением звёзд в Млечном Пути и галактик в Местной группе , почти все галактики удаляются от нас из-за расширения Вселенной .

Эффект Доплера и красное смещение

Движение звёздных объектов можно определить по их спектру . Из-за эффекта Доплера объекты, движущиеся к нам, смещаются в синюю сторону , а движущиеся от нас объекты — в красную . 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:

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

где ${\displaystyle \lambda _{0}}$ — излучаемая длина волны, ${\displaystyle v_{0}}$ — скорость объекта и ${\displaystyle \lambda }$ — наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v<0 соответствует λ<λ ₀ , длине волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что Галактика Андромеды смещена в сторону синего цвета, и это означает, что она движется 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 будет использовать эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить закон Хаббла : чем дальше галактика от Земли, тем быстрее она удаляется от нас . Закон Хаббла может быть описан формулой:

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

где ${\displaystyle v}$ — скорость (или поток Хаббла), ${\displaystyle H_{0}}$ — постоянная Хаббла , а ${\displaystyle d}$ — расстояние от Земли. Красное смещение (z) можно выразить следующими уравнениями :

Вычисление красного смещения, ${\displaystyle z}$

В зависимости от длины волны	В зависимости от частоты
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
В этих уравнениях наблюдаемая длина волны обозначается как ${\displaystyle \lambda _{\mathrm {obsv} }}$ , излучаемая длина волны как ${\displaystyle \lambda _{\mathrm {emit} }}$ а наблюдаемая частота как ${\displaystyle f_{\mathrm {obsv} }}$ , излучаемая частота как ${\displaystyle f_{\mathrm {emit} }}$ .

Чем больше значение z, тем сильнее смещается свет и тем дальше объект находится от Земли. По состоянию на январь 2013 года с помощью сверхглубокого поля Хаббла было обнаружено самое большое красное смещение галактик на z ~ 12, что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной составляет приблизительно 13,82 миллиарда лет) . Более подробно см. здесь .

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

Пекулярное движение

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

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

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на солнечный или галактический спектр, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер скопления Девы были предметом серьёзного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении .

Двойные звёзды

Подобно тому, как планеты могут быть гравитационно связаны со звёздами, пары звёзд могут вращаться друг вокруг друга. Некоторые двойные звезды являются визуально-двойными , то есть их можно наблюдать, как они вращаются вокруг друг друга в телескоп . Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было разрешить . Эти две звезды при просмотре 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 .

Спектрально-двойные системы также можно обнаружить по их лучевой 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 плоскости орбиты, наблюдаемой лучевой скорости не будет . Например, если вы посмотрите на карусель сбоку, вы увидите, как животные движутся 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 отражают свет своих родительских звёзд 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 с помощью спектрометров . Для объектов, окружённых газовой оболочкой, таких как кометы и планеты с атмосферой, излучение и поглощение происходит на определённых длинах волн в газе , запечатлевая спектр газа в спектре твёрдого тела. В случае планет с толстой атмосферой или полным облачным покровом (таких как газовые гиганты , Венера и спутник Сатурна Титан , спектр в основном или полностью зависит только от атмосферы .

Планеты

Отражённый свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералов в горных породах, присутствующих в скалистых телах, или из-за элементов и молекул, присутствующих 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, монооксид углерода , диоксид углерода и метан .

Астероиды

По спектру астероиды можно разделить на три основных типа. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году , а затем расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году . В том, что сейчас известно как классификация Толена : астероиды C-типа состоят из углеродистого материала. , астероиды S-типа состоят в основном из силикатов , а астероиды X-типа являются «металлическими». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа — самые распространённые типы астероидов. В 2002 году классификация Толена была далее «преобразована» в классификацию SMASS , увеличив количество категорий с 14 до 26 для учёта более точного спектроскопического анализа астероидов .

Кометы

Спектры комет состоят из отражённого солнечного спектра от пылевой оболочки, окружающей комету, а также линий излучения газовых атомов и молекул, возбуждённых до флуоресценции солнечным светом и/или химическими реакциями . Например, химический состав кометы ISON был определён с помощью спектроскопии из-за выраженных эмиссионных линий цианидов (CN), а также двух- и трёхатомного углерода (C ₂ и C ₃ ) . Близлежащие кометы можно увидеть даже в рентгеновском излучении , поскольку ионы солнечного ветра , летящие в кому , нейтрализуются. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние солнечного ветра , а не состояние кометы .

См. также

• Эмиссионный спектр
• Впадина Ганна — Петерсона
• Лес Лайман-альфа
• Фотометрия
• Призма
• Спектрометр

Источники

Литература

• Дава Собел . Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды = Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars. — М. : Альпина нон-фикшн, 2024. — С. 408. — ISBN 978-5-00139-698-7 .