Quang phổ vô tuyến
Thiên văn vô tuyến được thành lập với công trình của Karl Jansky vào đầu những năm 1930, trong khi làm việc cho Bell Labs. Ông đã xây dựng một ăng-ten vô tuyến để xem xét các nguồn có khả năng gây nhiễu cho các đài phát thanh xuyên Đại Tây Dương. Một trong những nguồn phát hiện tiếng ồn không phải từ trái đất, mà từ trung tâm của Dải Ngân hà, trong chòm sao Sagittarius Năm 1942, JS Hey bắt tần số vô tuyến của mặt trời bằng cách sử dụng bộ thu sóng vô tuyến quân sự.: 26 Quang phổ radio bắt đầu với việc khám phá ra đường kính 21 cm H I vào năm 1951.
Phương pháp giao thoa sóng vô tuyến đã đi tiên phong vào năm 1946, khi Joseph Lade Pawsey, Ruby Payne-Scott và Lindsay McCready đã sử dụng một ăng-ten duy nhất trên đỉnh một vách đá để quan sát bức xạ mặt trời 200 MHz. Hai chùm sự kiện, một trực tiếp từ mặt trời và mặt kia phản chiếu từ bề mặt biển, tạo ra sự can thiệp cần thiết . Bộ giao thoa kế đa khâu tiếp nhận đầu tiên được Martin Ryle và Vonberg xây dựng cùng năm đó . Năm 1960, Ryle và Antony Hewish công bố kỹ thuật tổng hợp khẩu độ để phân tích dữ liệu giao thoa. Quá trình tổng hợp khẩu độ, liên quan đến việc tự tương quan và rời rạc Fourier chuyển đổi tín hiệu đến, thu hồi cả sự thay đổi về không gian và tần số trong thông lượng . Kết quả là một hình ảnh 3D có trục thứ ba là tần số. Đối với tác phẩm này, Ryle và Hewish cùng nhau trao giải Nobel vật lý năm 1974.
Quang phổ tia X
- Các ngôi sao và tài sản của họ
- Tính chất hóa học
- Phổ liên tục
- Đường phát thải
Dây hấp thụ
Newton sử dụng lăng kính để phân chia ánh sáng trắng thành một dải màu, và lăng kính chất lượng cao của Fraunhofer cho phép các nhà khoa học nhìn thấy các đường tối có nguồn gốc không rõ. Trong những năm 1850, Gustav Kirchhoff và Robert Bunsen mô tả hiện tượng đằng sau những đường tối này. Các vật thể rắn nóng tạo ra ánh sáng với phổ liên tục, các khí nóng phát ra ánh sáng ở các bước sóng cụ thể, và các vật thể rắn nóng được bao quanh bởi các khí lạnh sẽ cho thấy một quang phổ gần liên tục với các đường tối tương ứng với các đường phát thải của các khí Bằng cách so sánh các đường hấp thụ của mặt trời với phổ phát xạ của các khí đã biết, thành phần hóa học của các ngôi sao có thể được xác định.
Dòng Fraunhofer chính và các phần tử liên quan đến nhau, xuất hiện trong bảng sau. Thiết kế từ dòng đầu của Balmer được hiển thị trong dấu ngoặc đơn.
|
|
Không phải tất cả các yếu tố trên mặt trời đã được xác định ngay lập tức. Hai ví dụ được liệt kê dưới đây.
Vào năm 1868, Norman Lockyer và Pierre Janssen đã quan sát một cách độc lập một đường bên cạnh bộ đôi natri (D1 và D2) mà Lockyer xác định là một yếu tố mới. Ông đặt tên cho nó là Helium, nhưng cho tới năm 1895, nguyên tố này được tìm thấy trên trái đất.
Vào năm 1869, các nhà thiên văn học Charles Augustus Young và William Harkness độc lập quan sát một đường phát sáng màu lục mới trong chùm sao Mặt trời trong thời nhật thực. Nguyên tố “mới” này không chính xác được đặt tên coronium, vì nó chỉ được tìm thấy trong corona. Cho đến những năm 1930, Walter Grotrian và Bengt Edlén đã khám phá ra rằng đường quang phổ 530,3 nm là do sắt ion hóa cao (Fe13 +) . Các dòng khác không bình thường trong phổ quang phổ cũng gây ra bởi các ion tích điện cao, chẳng hạn như niken và canxi, ion hóa cao là do nhiệt độ cực đại của corona mặt trời.
Cho đến nay đã có hơn 20 000 dòng hấp thụ được đưa lên mặt trời giữa 293,5 và 877,0 nm, nhưng chỉ có khoảng 75% các đường này được kết nối với sự hấp thụ nguyên tố.
Bằng cách phân tích chiều rộng của mỗi đường quang phổ trong phổ phát xạ, cả hai phần tử có trong một ngôi sao và độ dốc tương đối của chúng có thể được xác định. Sử dụng các thông tin này, các ngôi sao có thể được phân loại thành các sao; Dân số tôi là ngôi sao trẻ nhất và có hàm lượng kim loại cao nhất (Mặt trời của chúng ta là ngôi sao Pop I), trong khi các ngôi sao già nhất là ngôi sao già nhất có hàm lượng kim loại rất thấp.