天体分光法

物理学者たちは、アイザック・ニュートンが初めて単純なプリズムを用いて光の屈折特性を観察して以来、太陽スペクトルを研究してきた。 ^{[ 3 ]} 1800年代初頭、ジョセフ・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駆使して非常に純度の高いプリズムを製作し、一見連続しているように見えるスペクトルの中に574本の暗線を観測することに成功した。^{[ 4 ]}その後間もなく、彼は望遠鏡とプリズムを組み合わせて金星、月、火星、そしてベテルギウスなどの様々な星のスペクトルを観測した。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を製造・販売し続けた。^{[ 5 ] : 28–29}

プリズムの分解能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スペクトルはより詳細になりますが、質量が増加するため、非常に詳細な作業には適しません。^{[ 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 Plaskett によって高品質の反射格子が開発されたことで解決されました。[ 5 ] : ^{11ミラーに当たる光}は同じ角度で反射しますが、光のごく一部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 ]}多数の平行ミラーを利用した「ブレーズド」格子を作成することで、光のごく一部を集束させて可視化することができます。これらの新しい分光器はプリズムよりも詳細で、必要な光量が少なく、格子を傾けることでスペクトルの特定の領域に集束させることができました。^{[ 6 ]}

ブレーズドグレーティングの限界はミラーの幅であり、焦点が失われる前に研磨できる量には限りがあります。最大は約 1000 ライン/mm です。この限界を克服するために、ホログラフィックグレーティングが開発されました。体積位相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、干渉計によって生成された波パターンに露光されます。この波パターンは、ブレーズドグレーティングと同様の反射パターンを生成しますが、ブラッグ回折を利用します。ブラッグ回折では、反射角はゼラチン中の原子の配置に依存します。ホログラフィックグレーティングは最大 6000 ライン/mm まで可能で、ブレーズドグレーティングよりも最大 2 倍の効率で光を収集できます。ホログラフィックグレーティングは 2 枚のガラス板の間に密封されているため、非常に汎用性が高く、交換が必要になるまで数十年使用できる可能性があります。^{[ 8 ]}

分光器内の回折格子または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ます。歴史的には、電子検出器が開発されるまで、スペクトルの記録には写真乾板が広く使用されていましたが、今日では光学分光器はほとんどの場合、電荷結合素子（CCD）を使用しています。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発光線のスペクトルを観測することによって校正できます。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と比較することによって、波長の関数として校正できます。これは分光測光法として知られています。^{[ 9 ]}

電波天文学は、1930年代初頭にベル研究所で働いていたカール・ジャンスキーの研究によって創設されました。彼は大西洋横断無線通信の潜在的な干渉源を調べるために電波アンテナを製作しました。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電波周波数を捉えました。^{[ 1 ] : 26}電波分光法は、1951年に21センチメートルH I線が発見されたことから始まりました。 

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解し、フラウンホーファーの高品質プリズムによって科学者たちは起源不明の暗線を見ることができた。1850年代、グスタフ・キルヒホフとロベルト・ブンゼンはこれらの暗線の背後にある現象を説明した。高温の固体物体は連続スペクトルの光を生成し、高温のガスは特定の波長の光を放出し、低温のガスに囲まれた高温の固体物体は、ガスの発光線に対応する暗線を持つほぼ連続のスペクトルを示す。^{[ 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、星の化学組成を決定できる。

主要なフラウンホーファー線と、それらに関連する元素を以下の表に示す。括弧内には、初期のバルマー系列の名称を示す。

太陽を構成する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・ロッキヤーとピエール・ヤンセンはそれぞれ独立にナトリウム二重線（D ₁とD _{2 ）の隣にある線を観測し、ロッキヤーはこれを新元素であると断定した。彼はそれを}ヘリウムと名付けたが、地球上でこの元素が発見されたのは1895年のことだった。^{[ 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」元素はコロナにしか存在しなかったため、誤ってコロニウムと名付けられた。1930年代になって初めて、ウォルター・グロトリアンとベングト・エドレンが、530.3 nmのスペクトル線が高電離鉄（Fe ¹³⁺  ）によるものであることを発見した。^{[ 18 ]}コロナスペクトルにおけるその他の特異な輝線も、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ており、その高い電離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、293.5～877.0 nmの波長域で2万本以上の太陽光吸収線がリストアップされている が、これらの線のうち元素吸収に関連付けられているのは約75%に過ぎない。^{[ 1 ]： 69}

放出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、星に含まれる元素とその相対存在量の両方を決定で​​きます。^{[ 7 ]}この情報を使用して、星は恒星の集団に分類できます。集団Iの星は最も若い星で、金属含有量が最も高く（太陽は集団Iの星です）、集団IIIの星は最も古い星で、金属含有量が非常に低くなっています。^{[ 19 ] [ 20 ]}

1860年、グスタフ・キルヒホフは、あらゆる波長の電磁波を放出する物質である黒体の概念を提唱した。 ^{[ 21 ] [ 22 ]} 1894年、ヴィルヘルム・ウィーンは、黒体の温度（T）とその最大放射波長（ _λmax）の関係式を導出した。 ^{[ 23 ]}

${\displaystyle \lambda _{\text{max}}T=b}$

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、表面温度を決定できます。^{[ 17 ]}例えば、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。

恒星の光度は、一定時間内に放出される電磁エネルギーの量を表す尺度である。[ 25 ]^光度（L）は、恒星の温度（T）と以下の関係式で結び付けられる。

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

ここで、Rは星の半径、σはステファン・ボルツマン定数であり、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）、星の半径を決定できます。

天文学分光法の初期の頃、科学者たちはガス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。キルヒホフの研究から、彼は星雲には「膨大な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、その中でも最も明るいのは495.9  nmと500.7  nmの輝線であった。^{[ 36 ]}これらの輝線は、1927年にアイラ・ボーエンがこれらの輝線が高度に電離した酸素（O ⁺² ）からのものであると決定するまで、新しい元素であるネブリウムに起因するものとされていた。^{[ 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。星雲の低密度（1立方センチメートルあたり原子1個）^{[ 34 ]}により、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 ] 。}

すべての輝線星雲が、太陽熱によって電離が起こる恒星の周囲や近くに存在するわけではありません。ガス状の輝線星雲の大部分は中性水素で構成されています。基底状態の中性水素には、電子が陽子と同じスピンまたは反対のスピンを持つという2つの可能なスピン状態があります。原子がこれら2つの状態の間を遷移すると、21 cmの輝線または吸収線が放出されます。^{[ 34 ]}この線は電波の範囲内にあるため、非常に精密な測定が可能です。^{[ 36 ]} 

• 雲の速度はドップラーシフトによって測定できる。
• 21cm線の強度は、 雲の中の原子の密度と数を示す。
• 雲の温度は計算できます

この情報から、天の川銀河の形状は渦巻銀河であることが決定されているが、渦巻腕の正確な数と位置については現在も研究が続けられている。^{[ 39 ]}

星間物質中の塵や分子は、測光を妨げるだけでなく、分光法では吸収線を引き起こします。それら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ます。検出は通常、スペクトルの電波、マイクロ波、または赤外線領域で行われます。^{[ 40 ]}_{これらの分子を}形成する化学反応は、低温で拡散した雲^{[ 41 ]}または紫外線で照らされた高密度領域^{[ 42 ]}で発生する可能性があります。宇宙で知られている化合物のほとんどは有機物であり_{、アセチレンC2H2やアセトン(CH3)2CO}などの小さな分子[ 43 ]_から、_{フラーレン}[ ^{42 ]や}多環芳香^{族炭化水素}などの大きな分子のクラス全体、グラファイトやその他のすす状物質などの固体^{[ 44 ]}まで多岐にわたります。

恒星の動きは、そのスペクトルを調べることで判断できます。ドップラー効果により、近づいてくる天体は青方偏移し、遠ざかる天体は赤方偏移します。赤方偏移した光の波長は長くなるため、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るため、光源よりも青く見えます。

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

どこ$\displaystyle \lambda _{0}}$は放出波長です。${\displaystyle v_{0}}$は物体の速度であり、${\displaystyle \lambda }$は観測された波長です。v<0 はλ < λ ₀に対応し、これは青方偏移した波長であ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色側に現れます。1913 年、ヴェスト・スライファーはアンドロメダ銀河が青方偏移している、つまり天の川に向かって移動していると判断しました。彼は他の 20 個の銀河のスペクトルを記録しました (そのうち 4 つを除くすべてが赤方偏移していました)。そして、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、その移動速度は速くなります。^{[ 18 ] [ 46 ]}ハッブルの法則は次のように一般化できます。

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

どこ${\displaystyle v}$は速度（またはハッブル流）であり、${\displaystyle H_{0}}$はハッブル定数であり、${\displaystyle d}$地球からの距離です。

赤方偏移（z）は、次の式で表すことができます。^{[ 47 ]}

これらの式において、周波数は次のように表される。${\displaystyle f}$波長は${\displaystyle \lambda }$zの値が大きいほど、光の赤方偏移が大きく、天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フィールドを使用してz~12という最大の銀河赤方偏移が発見されており、これは130億年以上の年齢に相当します（宇宙は約138億2000万歳です）。^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}

ドップラー効果とハッブルの法則を組み合わせると、次の式が得られます。${\displaystyle z={\frac {v_{\text{ハッブル}}}{c}}}$ここで、cは光速である。

重力によって束縛されている物体は、共通の重心の周りを回転します。恒星の場合、この運動は固有速度として知られており、ハッブルの流れを変化させる可能性があります。したがって、ハッブルの法則に固有運動の追加項を追加する必要があります。^{[ 51 ]}

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

この動きは、太陽や銀河のスペクトルを観測する際に混乱を招く可能性があります。なぜなら、単純なハッブルの法則に基づく予想される赤方偏移が、固有運動によって隠されてしまうからです。例えば、おとめ座銀河団の形状と大きさは、銀河団内の銀河の固有速度が非常に大きいため、科学的に非常に精査されてきました。^{[ 52 ]}

惑星が恒星に重力で束縛されるのと同様に、恒星のペアも互いに周回することができます。連星の中には、望遠鏡で互いの周回を観測できる視覚連星もあります。しかし、連星の中には、互いに近すぎて分離できないものもあります。^{[ 53 ]}これらの2つの恒星を分光器で観測すると、それぞれの恒星のスペクトルが加算された合成スペクトルが現れます。この合成スペクトルは、恒星の光度が似ていてスペクトル型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できます。連星が互いの周りを公転するとき、一方の星が地球に向かって移動し、もう一方の星が地球から遠ざかることで、合成スペクトルにドップラーシフトが生じます。システムの軌道面が観測されるシフトの大きさを決定します。観測者が軌道面に垂直に見ている場合は、視線速度は観測されません。 ^{[ 53 ] [ 54 ]}例えば、横からメリーゴーラウンドを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を見ますが、真上から見ている場合は水平面内でのみ動いているのが見えます。

惑星の反射光には、岩石天体の場合は岩石中の鉱物による吸収帯、大気中に存在す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個以上の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型惑星が含まれます。分光法を用いて、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発見されています。^{[ 56 ]}

小惑星はスペクトルに基づいて3つの主要なタイプに分類できます。最初の分類は1975年にクラーク・R・チャップマン、デビッド・モリソン、ベン・ゼルナーによって作成され、 1984年にデビッド・J・トーレンによってさらに拡張されました。現在トーレン分類として知られている分類では、C型は炭素質物質でできており、S型は主にケイ酸塩で構成され、X型は「金属質」です。珍しい小惑星には他の分類があります。C型とS型の小惑星が最も一般的な小惑星です。2002年にトーレン分類はさらに「進化」してSMASS分類となり、小惑星のより精密な分光分析に対応するためにカテゴリーの数が14から26に拡張されました。^{[ 57 ] [ 58 ]}

彗星のスペクトルは、彗星を取り巻く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気体原子や分子からの輝線から構成されます。例えば、 ISON彗星^{[ 59 ]}の化学組成は、シアン（CN）や2炭素原子、3炭素原子（C2およびC3）の顕著な輝線によって分光法で決定されました_。 [ 60 ^]近くの彗星は、コマに向かって飛んでくる太陽風イオン_が中和されるため、X線でも見ることができます。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 ]}