天文分光法

天文分光法は、分光法の技術を使用して、恒星やその他の天体から放射される可視光線、紫外線、X線、赤外線、電波などの電磁放射のスペクトルを測定する天文学の研究です。恒星のスペクトルから、化学組成、温度、密度、質量、距離、光度など、恒星の多くの特性が明らかになります。分光法では、ドップラーシフトを測定することで、観測者に向かう、または観測者から遠ざかる動きの速度を示すことができます。分光法は、惑星、星雲、銀河、活動銀河核など、他の多くの種類の天体の物理的特性を研究するためにも使用されます。

天文分光法は、電磁スペクトルの3つの主要な放射帯域、すなわち可視光、電波、X線を測定するために使用されます。すべての分光法はスペクトルの特定の帯域を調べますが、周波数に応じて信号を取得するには異なる方法が必要です。オゾン（O ₃）と分子状酸素（O ₂）は300 nm未満の波長の光を吸収するため、X線および紫外線分光法では衛星望遠鏡またはロケット搭載型検出器を使用する必要があります。^{[1] ：27}無線信号は光信号よりもはるかに長い波長を持ち、アンテナまたはラジオパラボラアンテナを使用する必要があります。赤外線は大気中の水と二酸化炭素に吸収されるため、機器は光分光法で使用されるものと似ていますが、衛星は赤外線スペクトルの多くを記録する必要があります。^[2]

物理学者は、アイザック・ニュートンが初めて単純なプリズムを使って光の屈折特性を観察して以来、太陽のスペクトルを観察してきました。 ^[3] 1800年代初頭、ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーはガラス職人としての技術を生かして非常に純粋なプリズムを作成し、一見連続したスペクトルの中に574本の暗線を観測することができました。^[4]その後すぐに、彼は望遠鏡とプリズムを組み合わせて、金星、月、火星、ベテルギウスなどのさまざまな星のスペクトルを観測しました。彼の会社は1884年に閉鎖されるまで、彼のオリジナル設計に基づいた高品質の屈折望遠鏡の製造と販売を続けました。^{[5] : 28–29}

プリズムの解像度はそのサイズによって制限されます。プリズムが大きいほど、より詳細なスペクトルが得られますが、質量が増加するため、非常に詳細な作業には適していません。^[6]この問題は、1900 年代初頭にカナダのオタワにあるドミニオン天文台のJS プラスケットが高品質の反射格子を開発することで解決されました。 ^{[5] : 11}鏡に当たる光は同じ角度で反射しますが、光の小さな部分は異なる角度で屈折します。これは、材料の屈折率と光の波長に依存します。^{[7]多数の平行な鏡を使用する}「ブレーズド」格子を作成することにより、光の小さな部分を焦点を合わせて視覚化できます。これらの新しい分光器はプリズムよりも詳細で、必要な光が少なく、格子を傾けることでスペクトルの特定の領域に焦点を合わせることができました。^[6]

ブレーズド グレーティングの制限はミラーの幅で、焦点が失われる前に研磨できる量は限られており、最大で約 1000 ライン/mm です。この制限を克服するために、ホログラフィック グレーティングが開発されました。ボリューム フェーズ ホログラフィック グレーティングは、ガラス表面に二クロム酸ゼラチンの薄膜を使用し、その後、干渉計によって作成された波形パターンにさらされます。この波形パターンは、ブレーズド グレーティングに似た反射パターンを設定しますが、ブラッグ回折を利用しています。ブラッグ回折では、反射角度がゼラチン内の原子の配列に依存します。ホログラフィック グレーティングは最大 6000 ライン/mm にすることができ、ブレーズド グレーティングの最大 2 倍の効率で光を集めることができます。2 枚のガラスの間に密封されているため、ホログラフィック グレーティングは非常に汎用性が高く、交換が必要になるまで数十年も使用できる可能性があります。^[8]

分光器の格子やプリズムによって分散された光は、検出器によって記録される。歴史的には、電子検出器が開発されるまではスペクトルを記録するために写真乾板が広く使用されていたが、今日では光学分光器は電荷結合素子(CCD) を使用するのが一般的である。スペクトルの波長スケールは、ガス放電ランプからの既知の波長の輝線のスペクトルを観測することによって較正することができる。スペクトルのフラックススケールは、大気による光の吸収を補正した標準星の観測結果と比較することによって、波長の関数として較正することができる。これは分光測光法として知られている。^[9]

電波天文学は、1930年代初頭、ベル研究所に勤務していたカール・ヤンスキーの研究によって創設されました。ヤンスキーは、大西洋横断の無線通信の潜在的な干渉源を調べるために無線アンテナを作成しました。発見されたノイズ源の1つは、地球からではなく、いて座にある天の川銀河の中心から来ていました。^[10] 1942年、JSヘイは軍用レーダー受信機を使用して太陽の無線周波数を捕捉しました。^{[1] : 26}電波分光法は、1951年に21センチメートルのH Iラインが発見されたことから始まりました。

電波干渉法は1946年にジョセフ・レイド・ポージー、ルビー・ペイン・スコット、リンゼイ・マクレディが海食崖の上に設置した単一のアンテナで200MHzの太陽放射を観測したときに開拓されました。2つの入射ビーム、1つは太陽から直接、もう1つは海面で反射したものによって、必要な干渉が生成されました。^[11]最初のマルチレシーバー干渉計は、同じ年にマーティン・ライルとフォンバーグによって構築されました。^{[12] [13]} 1960年に、ライルとアントニー・ヒューイッシュは、干渉計データを分析するための開口合成の手法を発表しました。^[14]開口合成プロセスは、入力信号の自己相関と離散フーリエ変換を含み、フラックスの空間的および周波数的な変化の両方を回復します。^[15]その結果、周波数が3番目の軸である3D画像が得られます。この研究により、ライルとヒューイッシュは1974年のノーベル物理学賞を共同で受賞しました。^[16]

ニュートンはプリズムを使って白色光を色のスペクトルに分割し、フラウンホーファーの高品質のプリズムによって科学者は起源不明の暗線を観察することができました。1850年代には、グスタフ・キルヒホフとロバート・ブンゼンがこれらの暗線の背後にある現象を説明しました。高温の固体は連続スペクトルの光を発し、高温のガスは特定の波長で光を発し、低温のガスに囲まれた高温の固体はガスの輝線に対応する暗線を伴うほぼ連続したスペクトルを示します。^{[5] : 42–44  [17]}太陽の吸収線を既知のガスの発光スペクトルと比較することで、星の化学組成を判定できます。

主要なフラウンホーファー線とそれに関連する元素を次の表に示します。初期のバルマー系列からの指定は括弧内に表示されます。

太陽のすべての元素がすぐに特定されたわけではありません。以下に 2 つの例を挙げます。

• 1868年、ノーマン・ロッカーとピエール・ヤンセンは独立してナトリウム二重線（D ₁と D _{2 ）の隣の線を観測し、ロッカーはそれが新元素であると判断した。彼はそれを}ヘリウムと名付けたが、この元素が地球上で発見されたのは1895年になってからであった。^{[5] : 84–85}
• 1869年、天文学者のチャールズ・オーガスタス・ヤングとウィリアム・ハークネスは、日食の最中に太陽コロナで新しい緑色の輝線をそれぞれ独立に観測した。この「新しい」元素はコロナでしか発見されなかったため、誤ってコロニウムと名付けられた。1930年代になってようやく、ウォルター・グロトリアンとベンクト・エドレンが、 530.3 nmのスペクトル線が高度にイオン化した鉄（Fe ¹³⁺）によるものであることを発見した。^{[18]コロナスペクトルの他の異常な線も、}ニッケルやカルシウムなどの高電荷イオンによって引き起こされ、その高いイオン化は太陽コロナの極端な温度によるものである。^{[1] : 87, 297}

現在までに、293.5～877.0nmの間に20,000本以上の太陽の吸収線がリストされているが、そのうち元素吸収と関連付けられているのは約75%に過ぎない。^{[1] : 69}

発光スペクトルの各スペクトル線の等価幅を分析することで、恒星に存在する元素とその相対的な存在比を決定することができます。^{[7]この情報を使用して、星を}恒星の種族に分類することができます。種族Iの星は最も若い星で、金属含有量が最も高く（太陽は種族Iの星です）、種族IIIの星は最も古い星で、金属含有量が非常に低いです。^{[19] [20]}

1860年にグスタフ・キルヒホフは、あらゆる波長で電磁放射を放射する物質である黒体の概念を提唱した。 ^{[21] [22]} 1894年にヴィルヘルム・ウィーンは、黒体の温度（T）とそのピーク放射波長（ _λmax ）を関連付ける式を導出した。^[23]

λ 最大 T = b {\displaystyle \lambda _{\text{max}}T=b}

bはウィーンの変位定数と呼ばれる比例定数で、2.897 771 955 ... × 10 ⁻³  m⋅K。^[24]この式はウィーンの法則と呼ばれています。星のピーク波長を測定することで、表面温度を決定することができます。^[17]たとえば、星のピーク波長が502 nmの場合、対応する温度は5772ケルビンになります。

星の明るさは、一定時間内に放出される電磁エネルギーの量を測る指標です。[ 25 ]^明るさ（L）は星の温度（T）と次の式で表すことができます。

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

ここでRは星の半径、σはステファン・ボルツマン定数で、その値は5.670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴。^[26]したがって、光度と温度の両方がわかっている場合（直接測定と計算により）、星の半径を決定することができます。

銀河のスペクトルは数十億の星の光が組み合わさって構成されているため、恒星のスペクトルに似ています。

1937年にフリッツ・ツビッキーが銀河団のドップラーシフトの研究では、銀河団内の銀河は可視光から推定される銀河団の質量から考えられるよりもはるかに速く動いていることがわかった。ツビッキーは、銀河団には大量の非発光物質が存在するに違いないと仮説を立て、それが暗黒物質として知られるようになった。^[27]彼の発見以来、天文学者は銀河の大部分（そして宇宙の大部分）が暗黒物質で構成されていると結論付けている。しかし、2003年に4つの銀河（NGC 821、NGC 3379、NGC 4494、NGC 4697）には、その中に含まれる星の動きに影響を与える暗黒物質がほとんどないか全くないことが判明した。暗黒物質が存在しない理由は不明である。^[28]

1950年代、強い電波源が非常に暗く非常に赤い物体と関連していることがわかった。これらの物体の1つの最初のスペクトルが取得されたとき、予想外の波長に吸収線があった。すぐに、観測されたものは通常の銀河スペクトルだが、大幅に赤方偏移していることがわかった。^{[29] [30]}これらは、1964年にHong-Yee Chiuによって準恒星電波源、またはクエーサーと名付けられました。 ^[31]クエーサーは現在、宇宙の初期に形成された銀河であり、その極端なエネルギー出力は超大質量ブラックホールによって駆動されていると考えられています。^[30]

銀河の特性は、その中にある星を分析することによっても判定できる。おとめ座銀河団の銀河であるNGC 4550では、星の大部分が他の部分とは反対方向に回転している。この銀河は、互いに反対方向に回転していた2つの小さな銀河が結合したものであると考えられている。^{[32]銀河内の明るい星は、銀河までの距離を決定するのにも役立ち、}視差や標準光源よりも正確な方法である可能性がある。^[33]

星間物質は、銀河の恒星系間の空間を占める物質です。この物質の99%は気体で、水素、ヘリウム、および少量の酸素などの他のイオン化元素です。残りの1%は塵の粒子で、主にグラファイト、ケイ酸塩、氷であると考えられています。^{[34]塵とガスの雲は}星雲と呼ばれます。

星雲には、吸収星雲、反射星雲、発光星雲の3つの主な種類があります。吸収星雲（または暗黒星雲）は、その背後の星の光を遮るほどの量の塵とガスで構成されているため、測光が困難です。反射星雲は、その名前が示すように、近くの星の光を反射します。そのスペクトルは周囲の星と同じですが、光はより青く、短い波長の方が長い波長よりも散乱しやすいです。発光星雲は、化学組成に応じて特定の波長で光を発します。^[34]

天文分光法の初期の頃、科学者たちはガス状星雲のスペクトルに困惑していた。1864年、ウィリアム・ハギンズは多くの星雲が恒星のような完全なスペクトルではなく輝線のみを示していることに気づいた。キルヒホッフの研究から、彼は星雲には「大量の発光ガスまたは蒸気」が含まれているに違いないと結論付けた。^[35]しかし、地球上のどの元素にも関連付けられない輝線がいくつかあり、その中で最も明るいのは495.9 nmと500.7 nmの輝線だった。^[36]これらの輝線は、1927年にアイラ・ボーエンが高度にイオン化した酸素（O ⁺² ）からの輝線であると判定するまで、新元素である星雲に起因するものと考えられていた。^{[37] [38]これらの輝線は}禁制線であるため、実験室で再現することはできなかった。星雲の密度が低い（1立方センチメートルあたり1原子）ため^[34]、準安定イオンは他の原子との衝突ではなく禁制線放出によって崩壊する。^[36]

全ての発光星雲が、太陽熱によって電離が起こる恒星の周囲や付近で見つかるわけではない。ガス状の発光星雲の大部分は中性水素でできている。基底状態では、中性水素には2つのスピン状態がある。電子は陽子と同じスピンか反対のスピンのいずれかである。原子がこれら2つの状態の間を遷移するとき、21 cmの発光線または吸収線を放出する。^[34]この線は電波の範囲内にあり、非常に正確な測定が可能になる。^[36]

• 雲の速度はドップラー効果で測定できる
• 21cm線の強度は雲内の原子の密度と数を示す。
• 雲の温度は計算できる

この情報から、天の川銀河の形状は渦巻き銀河であると判明したが、渦巻き腕の正確な数と位置は現在も研究が進められている。^[39]

星間物質中の塵や分子は測光を妨げるだけでなく、分光法で吸収線の原因にもなる。そのスペクトル特性は、構成電子の異なるエネルギー準位間の遷移、または回転スペクトルや振動スペクトルによって生成される。検出は通常、スペクトルの電波、マイクロ波、または赤外線部分で行われる。^[40]これらの分子を形成する化学反応は、冷たく拡散した雲の中^{[41]または}紫外線で照らされた密集した領域で起こる可能性がある。^[42]宇宙で知られている化合物のほとんどは有機化合物であり、アセチレンC ₂ H ₂やアセトン(CH ₃ ) ₂ COなどの小分子から、フラーレン^[42]や多環芳香族炭化水素などの大分子のクラス全体、グラファイトやその他のすすのような固体にまで及ぶ。^[44]

恒星と星間ガスは重力によって結合して銀河を形成し、銀河団では銀河の集団が重力によって結合することがある。^[45]天の川銀河の恒星と局部銀河群の銀河を除いて、ほとんどすべての銀河は宇宙の膨張により地球から遠ざかっている。^[18]

恒星の動きは、スペクトルを見ることで判断できます。ドップラー効果により、誰かに向かって移動する物体は青方偏移し、誰かから遠ざかる物体は赤方偏移します。赤方偏移した光の波長は長くなり、光源よりも赤く見えます。逆に、青方偏移した光の波長は短くなり、光源よりも青く見えます。

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

ここで、は放射された波長、は物体の速度、 は観測された波長です。v<0 は λ<λ ₀、つまり青方偏移した波長に対応することに注意してください。赤方偏移した吸収線または放出線は、定常線よりもスペクトルの赤い端の方に現れます。1913 年に、ベスト・スリファーはアンドロメダ銀河が青方偏移していること、つまり天の川銀河に向かって移動していることを突き止めました。彼は他の 20 個の銀河 (4 個を除くすべて赤方偏移していた) のスペクトルを記録し、地球に対するそれらの速度を計算することができました。エドウィン・ハッブルは後にこの情報と自身の観測結果を使用してハッブルの法則を定義しました。銀河が地球から遠いほど、遠ざかる速度が速くなります。^{[18] [46]}ハッブルの法則は次のように一般化できます。 ${\displaystyle \lambda_{0}}$${\displaystyle v_{0}}$${\displaystyle \lambda}$

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

ここでは速度（またはハッブルフロー）、はハッブル定数、 は地球からの距離です。 ${\displaystyle v}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle d}$

赤方偏移（z）は次の式で表される：^[47]

これらの式では、周波数は、波長は で表されます。z の値が大きいほど、光の赤方偏移が大きく、物体は地球から遠く離れています。2013 年 1 月現在、ハッブル超深宇宙観測所で最大の銀河の赤方偏移 z~12 が発見されており、これは 130 億年以上の年齢に相当します (宇宙の年齢は約 138.2 億年です)。^{[48] [49] [50]}${\displaystyle f}$${\displaystyle \lambda}$

ドップラー効果とハッブルの法則を組み合わせると、次の式が形成されます。ここで、c は光の速度です。 ${\displaystyle z={\frac {v_{\text{ハッブル}}}{c}}}$

重力で束縛されている物体は共通の質量中心の周りを回転する。恒星の場合、この運動は固有速度と呼ばれ、ハッブルフローを変化させる可能性がある。したがって、ハッブルの法則に固有運動の項を追加する必要がある。^[51]

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

この運動は、太陽や銀河のスペクトルを見るときに混乱を引き起こす可能性がある。なぜなら、単純なハッブルの法則に基づいて予測される赤方偏移が、この特異な運動によって不明瞭になるからである。例えば、おとめ座銀河団の形状と大きさは、銀河団内の銀河の非常に大きな特異速度のために、科学的に精査されている問題である。^[52]

惑星が恒星に重力で結びつくのと同じように、恒星のペアは互いの周りを回ることができます。連星の中には視覚的に見える連星があり、望遠鏡で互いの周りを回っているのを観測することができます。しかし、連星の中には分離できないほど近すぎるものもあります。^[53]これらの2つの星を分光計で見ると、各星のスペクトルが加算された合成スペクトルが表示されます。この合成スペクトルは、星の明るさが似ていてスペクトルクラスが異なる場合に検出しやすくなります。^[54]

分光連星は視線速度によっても検出される。連星が互いの周りを公転する際、一方の恒星は地球に向かって動いている一方で、もう一方の恒星は遠ざかっている可能性があり、複合スペクトルにドップラーシフトを引き起こす。システムの軌道面によって観測されるシフトの大きさが決まる。観測者が軌道面に対して垂直に見ていると、視線速度は観測されない。^{[53] [54]}たとえば、メリーゴーランドを横から見ている人は、動物が自分に向かって動いたり遠ざかったりするのが見えるが、真上から見ていると、動物は水平面内でのみ動いていることがわかる。

惑星、小惑星、彗星はすべて、親星からの光を反射し、独自の光を放射します。太陽系の惑星や小惑星などの低温の物体の場合、放射のほとんどは目に見えない赤外線波長ですが、分光計で日常的に測定されています。彗星や大気を持つ惑星など、ガスに囲まれた物体の場合は、ガス内の特定の波長でさらに放射と吸収が起こり、ガスのスペクトルが固体物体のスペクトルに刻み込まれます。厚い大気や完全な雲やもやに覆われた世界（4つの巨大惑星、金星、土星の衛星タイタンなど）の場合、スペクトルはほとんどまたは完全に大気のみによるものです。^[55]

惑星の反射光には、岩石天体の場合は岩石中の鉱物、大気中に含まれる元素や分子による吸収帯が含まれています。現在までに3,500以上の太陽系外惑星が発見されています。これらには、いわゆるホットジュピターや地球のような惑星が含まれます。分光法を使用すると、アルカリ金属、水蒸気、一酸化炭素、二酸化炭素、メタンなどの化合物がすべて発見されています。^[56]

小惑星はスペクトルによって3つの主要なタイプに分類できる。最初の分類は1975年にクラーク・R・チャップマン、デイビッド・モリソン、ベン・ゼルナーによって作成され、 1984年にデイビッド・J・トーレンによってさらに拡張された。現在トーレン分類として知られている分類では、C型は炭素質物質、S型は主にケイ酸塩、X型は「金属」でできている。珍しい小惑星には他の分類もある。C型とS型の小惑星は最も一般的な小惑星である。2002年にトーレン分類はさらに「進化」してSMASS分類となり、小惑星のより正確な分光分析を考慮に入れるために分類数が14から26に拡張された。^{[57] [58]}

彗星のスペクトルは、彗星を取り囲む塵の雲からの反射太陽スペクトルと、太陽光や化学反応によって蛍光を発するガス原子や分子からの輝線から構成されています。たとえば、 ISON彗星^[59]の化学組成は、シアン（CN）と2炭素原子および3炭素原子（C ₂およびC ₃）の顕著な輝線により分光法で決定されました。^{[60]近くの彗星は、}コマに飛来する太陽風イオンが中和されるため、X線で見ることもできます。したがって、彗星のX線スペクトルは、彗星の状態ではなく、太陽風の状態を反映しています。^[61]

ウィキメディア・コモンズには、天文分光法に関連するメディアがあります。