التحليل الطيفي الفلكي

دأب الفيزيائيون على دراسة الطيف الشمسي منذ أن استخدم إسحاق نيوتن منشورًا بسيطًا لرصد خصائص انكسار الضوء. ^{[ 3 ]} في أوائل القرن التاسع عشر، وظّف جوزيف فون فراونهوفر مهاراته في صناعة الزجاج لابتكار منشورات فائقة النقاء، مما مكّنه من رصد 574 خطًا داكنًا في طيف يبدو متصلًا. ^{[ 4 ]} بعد ذلك بوقت قصير، جمع بين التلسكوب والمنشور لرصد طيف كوكب الزهرة والقمر والمريخ ونجوم مختلفة مثل منكب الجوزاء ؛ واستمرت شركته في تصنيع وبيع تلسكوبات انكسارية عالية الجودة استنادًا إلى تصاميمه الأصلية حتى إغلاقها عام 1884. ^{[ 5 ] : 28-29}

تُحدَّد دقة الموشور بحجمه؛ فالموشور الأكبر يُوفِّر طيفًا أكثر تفصيلًا، لكن زيادة كتلته تجعله غير مناسب للأعمال التي تتطلب دقة عالية. ^{[ 6 ]} وقد حُلّت هذه المشكلة في أوائل القرن العشرين بتطوير محززات انعكاس عالية الجودة على يد جيه إس بلاسكيت في مرصد دومينيون في أوتاوا، كندا. ^{[ 5 ] : 11} ينعكس الضوء الساقط على المرآة بنفس الزاوية، إلا أن جزءًا صغيرًا منه ينكسر بزاوية مختلفة؛ وهذا يعتمد على معامل انكسار المواد وطول موجة الضوء. ^{[ 7 ]} ومن خلال إنشاء محزز "مُشَكَّل" يستخدم عددًا كبيرًا من المرايا المتوازية، يُمكن تركيز هذا الجزء الصغير من الضوء وتصويره. كانت هذه المطيافات الجديدة أكثر تفصيلًا من الموشور، وتتطلب ضوءًا أقل، ويمكن تركيزها على منطقة محددة من الطيف عن طريق إمالة المحزز. ^{[ 6 ]}

يتمثل القيد الرئيسي للمحززات ذات الخطوط المائلة في عرض المرايا، الذي لا يمكن صقله إلا إلى حد معين قبل فقدان التركيز؛ ويبلغ الحد الأقصى حوالي 1000 خط/مم. وللتغلب على هذا القيد، طُوّرت المحززات الهولوغرافية. تستخدم المحززات الهولوغرافية الطورية الحجمية طبقة رقيقة من الجيلاتين ثنائي الكرومات على سطح زجاجي، تُعرّض لاحقًا لنمط موجي مُنشأ بواسطة مقياس تداخل . يُنشئ هذا النمط الموجي نمط انعكاس مشابهًا للمحززات ذات الخطوط المائلة، ولكنه يستخدم حيود براغ ، وهي عملية تعتمد فيها زاوية الانعكاس على ترتيب الذرات في الجيلاتين. يمكن أن تحتوي المحززات الهولوغرافية على ما يصل إلى 6000 خط/مم، ويمكن أن تكون أكثر كفاءة في تجميع الضوء بمقدار الضعف مقارنةً بالمحززات ذات الخطوط المائلة. ولأنها مُحكمة الإغلاق بين لوحين من الزجاج، فإن المحززات الهولوغرافية متعددة الاستخدامات للغاية، وقد تدوم لعقود قبل الحاجة إلى استبدالها. ^{[ 8 ]}

يمكن تسجيل الضوء المُشتت بواسطة المحزز أو الموشور في المطياف بواسطة كاشف. تاريخيًا، كانت الألواح الفوتوغرافية تُستخدم على نطاق واسع لتسجيل الأطياف حتى تم تطوير الكواشف الإلكترونية، واليوم تستخدم المطيافات الضوئية في أغلب الأحيان أجهزة اقتران الشحنات (CCDs). يمكن معايرة مقياس الطول الموجي للطيف من خلال رصد طيف خطوط الانبعاث ذات الأطوال الموجية المعروفة من مصباح تفريغ غازي . يمكن معايرة مقياس التدفق الطيفي كدالة للطول الموجي من خلال المقارنة مع رصد نجم معياري مع تصحيحات لامتصاص الضوء في الغلاف الجوي؛ وهذا ما يُعرف بقياس الطيف الضوئي . ^{[ 9 ]}

تأسس علم الفلك الراديوي على يد كارل جانسكي في أوائل ثلاثينيات القرن العشرين، أثناء عمله في مختبرات بيل . بنى جانسكي هوائيًا راديويًا لرصد مصادر التداخل المحتملة في عمليات الإرسال الراديوي عبر المحيط الأطلسي. أحد مصادر الضوضاء المكتشفة لم يكن من الأرض، بل من مركز مجرة ​​درب التبانة ، في كوكبة القوس . ^{[ 10 ]} في عام 1942، التقط جيه إس هاي ترددات الشمس الراديوية باستخدام أجهزة استقبال رادار عسكرية. ^{[ 1 ] : 26} بدأ علم التحليل الطيفي الراديوي باكتشاف خط الهيدروجين المتعادل (H I) بطول 21 سنتيمترًا  في عام 1951.

استخدم نيوتن منشورًا لتحليل الضوء الأبيض إلى طيف من الألوان، وسمحت منشورات فراونهوفر عالية الجودة للعلماء برؤية خطوط داكنة ذات أصل غير معروف. في خمسينيات القرن التاسع عشر، وصف غوستاف كيرشوف وروبرت بنسن الظواهر الكامنة وراء هذه الخطوط الداكنة. تُنتج الأجسام الصلبة الساخنة ضوءًا ذا طيف متصل ، وتُصدر الغازات الساخنة ضوءًا بأطوال موجية محددة، وتُظهر الأجسام الصلبة الساخنة المحاطة بغازات أبرد طيفًا شبه متصل بخطوط داكنة تُطابق خطوط انبعاث الغازات. ^{[ 5 ] : 42-44 [ 17 ]} وبمقارنة خطوط امتصاص الشمس مع أطياف انبعاث الغازات المعروفة، يُمكن تحديد التركيب الكيميائي للنجوم.

تظهر خطوط فراونهوفر الرئيسية ، والعناصر المرتبطة بها، في الجدول التالي. وتظهر التسميات من سلسلة بالمر المبكرة بين قوسين.

لم يتم التعرف على جميع العناصر الموجودة في الشمس على الفور. فيما يلي مثالان:

• في عام 1868، لاحظ نورمان لوكير وبيير جانسن ، كلٌ على حدة، خطًا مجاورًا لخط ثنائي الصوديوم (D1 _و D2 ₎ ، والذي حدده لوكير على أنه عنصر جديد. أطلق عليه اسم الهيليوم ، ولكن لم يُكتشف هذا العنصر على الأرض إلا في عام 1895. ^{[ 5 ] : 84-85}
• في عام 1869، رصد الفلكيان تشارلز أوغسطس يونغ وويليام هاركنس، كلٌ على حدة، خط انبعاث أخضر جديد في هالة الشمس أثناء كسوفها. سُمّي هذا العنصر "الجديد" خطأً " كورونيوم " ، لأنه وُجد فقط في الهالة. ولم يُكتشف خط الطيف عند 530.3 نانومتر إلا في ثلاثينيات القرن العشرين على يد والتر غروتريان وبنغت إيدلين، حيث تبيّن أنه ناتج عن الحديد عالي  التأين (Fe 13+ ⁾ . ^{[ 18 ]} كما تُعزى خطوط أخرى غير عادية في طيف الهالة إلى أيونات عالية الشحنة، مثل النيكل والكالسيوم ، ويعود ارتفاع التأين إلى درجة الحرارة الشديدة للهالة الشمسية . ^{[ 1 ] : 87، 297}

حتى الآن، تم تسجيل أكثر من 20000 خط امتصاص للشمس بين 293.5 و877.0  نانومتر، ومع ذلك، لم يتم ربط سوى 75% تقريبًا من هذه الخطوط بامتصاص العناصر. ^{[ 1 ] : 69}

من خلال تحليل عرض الخط الطيفي المكافئ في طيف الانبعاث، يمكن تحديد العناصر الموجودة في النجم ووفرتها النسبية. ^{[ 7 ]} وباستخدام هذه المعلومات، يمكن تصنيف النجوم إلى مجموعات نجمية ؛ فالنجوم من المجموعة الأولى هي أصغر النجوم عمراً وتحتوي على أعلى نسبة من المعادن (الشمس مثال على المجموعة الأولى)، بينما النجوم من المجموعة الثالثة هي أقدم النجوم وتحتوي على نسبة منخفضة جداً من المعادن. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

في عام 1860، اقترح غوستاف كيرشوف فكرة الجسم الأسود ، وهو مادة تُصدر إشعاعًا كهرومغناطيسيًا بجميع الأطوال الموجية. ^{[ 21 ] [ 22 ]} وفي عام 1894، اشتق فيلهلم فين معادلة تربط درجة حرارة الجسم الأسود (T) بطول موجة انبعاثه القصوى (λ _max ): ^{[ 23 ]}

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

b هو ثابت تناسب يُسمى ثابت إزاحة فين ، ويساوي2.897771955 ... × 10⁻³ م⋅ك  . ^{[ 24 ]} تُعرف هذه المعادلة بقانون فين . من خلال قياس ذروة الطول الموجي لنجم ما، يمكن تحديد درجة حرارة سطحه. ^{[ 17 ] على} سبيل المثال، إذا كان الطول الموجي لذروة نجم ما 502 نانومتر ،  فإن درجة الحرارة المقابلة ستكون 5772 كلفن .

يُعدّ لمعان النجم مقياسًا للطاقة الكهرومغناطيسية المنبعثة خلال فترة زمنية محددة. ^{[ 25 ]} ويمكن ربط اللمعان (L) بدرجة حرارة النجم (T) من خلال:

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

حيث R هو نصف قطر النجم وσ هو ثابت ستيفان-بولتزمان ، بقيمة 1005.670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴ . ^{[ 26 ]} وبالتالي، عندما يكون كل من اللمعان ودرجة الحرارة معروفين (عن طريق القياس والحساب المباشرين) يمكن تحديد نصف قطر النجم.

في السنوات الأولى لعلم الأطياف الفلكية، حيّر طيف السدم الغازية العلماء. ففي عام 1864، لاحظ ويليام هيغنز أن العديد من السدم تُظهر خطوط انبعاث فقط، بدلاً من طيف كامل كما هو الحال في النجوم. واستنادًا إلى أعمال كيرشوف، استنتج أن السدم لا بد أن تحتوي على "كتل هائلة من الغاز أو البخار المضيء". ^{[ 35 ]} ومع ذلك، كانت هناك عدة خطوط انبعاث لم يكن من الممكن ربطها بأي عنصر أرضي، وكان ألمعها الخطوط عند 495.9  نانومتر و500.7  نانومتر. ^{[ 36 ]} نُسبت هذه الخطوط إلى عنصر جديد، هو النيبوليوم ، إلى أن حدد إيرا بوين في عام 1927 أن خطوط الانبعاث ناتجة عن الأكسجين عالي التأين (O ⁺² ). ^{[ 37 ] [ 38 ]} لم يكن من الممكن محاكاة خطوط الانبعاث هذه في المختبر لأنها خطوط محظورة . تسمح الكثافة المنخفضة للسديم (ذرة واحدة لكل سنتيمتر مكعب) ^{[ 34 ]} للأيونات شبه المستقرة بالتحلل عبر انبعاث خطوط محظورة بدلاً من التصادمات مع الذرات الأخرى. ^{[ 36 ]}

لا توجد جميع السدم الانبعاثية حول النجوم أو بالقرب منها حيث يتسبب التسخين الشمسي في تأينها. تتكون غالبية السدم الانبعاثية الغازية من الهيدروجين المتعادل. في حالته الأرضية، يمتلك الهيدروجين المتعادل حالتين محتملتين للدوران المغزلي : إما أن يكون للإلكترون نفس دوران البروتون أو دوران معاكس له . عندما تنتقل الذرة بين هاتين الحالتين، فإنها تُطلق خط انبعاث أو امتصاص بطول 21  سم. ^{[ 34 ]} يقع هذا الخط ضمن نطاق موجات الراديو، مما يسمح بإجراء قياسات دقيقة للغاية. ^{[ 36 ]}

• يمكن قياس سرعة السحابة عن طريق انزياح دوبلر
• تُعطي شدة  خط 21 سم كثافة وعدد الذرات في السحابة
• يمكن حساب درجة حرارة السحابة

باستخدام هذه المعلومات، تم تحديد شكل مجرة ​​درب التبانة على أنها مجرة ​​حلزونية ، على الرغم من أن العدد الدقيق وموقع الأذرع الحلزونية لا يزالان موضوع بحث مستمر. ^{[ 39 ]}

لا يقتصر تأثير الغبار والجزيئات في الوسط بين النجوم على حجب القياس الضوئي فحسب، بل يتسبب أيضًا في ظهور خطوط امتصاص في التحليل الطيفي. وتنتج خصائصها الطيفية عن انتقالات الإلكترونات المكونة لها بين مستويات طاقة مختلفة، أو عن طريق الأطياف الدورانية أو الاهتزازية. وعادةً ما يتم الكشف عنها في نطاقات الراديو أو الميكروويف أو الأشعة تحت الحمراء من الطيف. ^{[ 40 ]} يمكن أن تحدث التفاعلات الكيميائية التي تُكوّن هذه الجزيئات في السحب الباردة المنتشرة _[ ^{41 ] أو} في المناطق الكثيفة المضاءة بالأشعة فوق البنفسجية . ^{[ 42 ]} معظم المركبات المعروفة في الفضاء عضوية ، بدءًا من الجزيئات الصغيرة مثل الأسيتيلين ₍ C₂H₂ ₎ والأسيتون (CH₃ ) ₂CO _؛ [ ^{43 ] وصولًا} إلى فئات كاملة من الجزيئات الكبيرة مثل الفوليرين ^{[ 42 ]} والهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات ؛ وانتهاءً بالمواد الصلبة ، مثل الجرافيت أو غيره من المواد السخامية . ^{[ 44 ]}

يمكن تحديد حركة الأجرام السماوية من خلال دراسة طيفها. وبسبب تأثير دوبلر ، تنزاح الأجرام المتحركة نحو مصدر ما نحو اللون الأزرق ، بينما تنزاح الأجرام المتحركة بعيدًا نحو اللون الأحمر . يكون طول موجة الضوء المنزاح نحو الأحمر أطول، فيبدو أكثر حمرة من مصدره. وعلى العكس، يكون طول موجة الضوء المنزاح نحو الأزرق أقصر، فيبدو أكثر زرقة من مصدره.

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

أين${\displaystyle \lambda _{0}}$هو الطول الموجي المنبعث،${\displaystyle v_{0}}$هي سرعة الجسم، و${\displaystyle \lambda }$يمثل λ الطول الموجي المرصود. لاحظ أن v<0 يُقابل λ < λ₀ _، أي طول موجي مُزاح نحو الأزرق. يظهر خط الامتصاص أو الانبعاث المُزاح نحو الأحمر أقرب إلى الطرف الأحمر من الطيف مقارنةً بالخط الثابت. في عام 1913، حدد فيستو سليفر أن مجرة ​​أندروميدا مُزاحة نحو الأزرق، أي أنها تتحرك باتجاه مجرة ​​درب التبانة. سجل سليفر أطياف 20 مجرة ​​أخرى - جميعها مُزاحة نحو الأحمر باستثناء أربع - وتمكن من حساب سرعاتها بالنسبة للأرض. استخدم إدوين هابل لاحقًا هذه المعلومات، بالإضافة إلى ملاحظاته الخاصة، لوضع قانون هابل : كلما ابتعدت المجرة عن الأرض، زادت سرعة ابتعادها. ^{[ 18 ] [ 46 ]} يمكن تعميم قانون هابل على النحو التالي:

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

أين${\displaystyle v}$هي السرعة (أو تدفق هابل)،${\displaystyle H_{0}}$هو ثابت هابل ، و${\displaystyle d}$هي المسافة من الأرض.

يمكن التعبير عن الانزياح الأحمر (z) بالمعادلات التالية: ^{[ 47 ]}

حساب الانزياح الأحمر،${\displaystyle z}$

بناءً على الطول الموجي	بناءً على التكرار
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$

في هذه المعادلات، يُرمز إلى التردد بـ${\displaystyle f}$والطول الموجي بواسطة${\displaystyle \lambda }$كلما زادت قيمة z، زاد انزياح الضوء نحو الأحمر، وازداد بُعد الجسم عن الأرض. في يناير 2013، تم رصد أكبر انزياح أحمر لمجرة، وهو z~12، باستخدام مرصد هابل فائق العمق ، ما يُشير إلى عمر يزيد عن 13 مليار سنة (يبلغ عمر الكون حوالي 13.82 مليار سنة). ^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}

يمكن دمج تأثير دوبلر وقانون هابل لتكوين المعادلة${\displaystyle z={\frac {v_{\text{هابل}}}{c}}}$حيث c هي سرعة الضوء.

تدور الأجسام المرتبطة جاذبياً حول مركز كتلة مشترك. بالنسبة للأجرام النجمية، تُعرف هذه الحركة بالسرعة الخاصة ، ويمكنها تغيير تدفق هابل. لذا، يلزم إضافة حد إضافي للحركة الخاصة إلى قانون هابل: ^{[ 51 ]}

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

قد تُسبب هذه الحركة تشويشًا عند النظر إلى طيف الشمس أو المجرة، لأن الانزياح الأحمر المتوقع بناءً على قانون هابل البسيط سيُحجب بفعل الحركة الخاصة. على سبيل المثال، كان شكل وحجم عنقود العذراء موضع دراسة علمية دقيقة نظرًا للسرعات الخاصة الكبيرة جدًا للمجرات في هذا العنقود. ^{[ 52 ]}

كما يمكن للكواكب أن ترتبط بالنجوم بفعل الجاذبية، يمكن لأزواج النجوم أن تدور حول بعضها البعض. بعض النجوم الثنائية مرئية، أي يمكن رصدها وهي تدور حول بعضها البعض من خلال التلسكوب. مع ذلك، فإن بعض النجوم الثنائية الأخرى متقاربة جدًا بحيث لا يمكن تمييزها . ^{[ 53 ]} عند رصد هذين النجمين من خلال مطياف، سيظهر طيف مركب: حيث يُجمع طيف كل نجم على حدة. يصبح هذا الطيف المركب أسهل في الرصد عندما يكون للنجمين لمعان متقارب وفئة طيفية مختلفة . ^{[ 54 ]}

يمكن رصد الأنظمة الثنائية الطيفية أيضًا من خلال سرعتها الشعاعية ؛ فبينما يدور كل نجم حول الآخر، قد يتحرك أحد النجمين باتجاه الأرض بينما يبتعد الآخر، مما يُحدث انزياحًا دوبلريًا في الطيف المركب. ويحدد مستوى مدار النظام مقدار الانزياح المرصود: فإذا كان الراصد ينظر عموديًا على مستوى المدار، فلن تُلاحظ أي سرعة شعاعية. ^{[ 53 ] [ 54 ]} على سبيل المثال، سيرى شخص ينظر إلى دوامة خيل من الجانب الحيوانات تتحرك باتجاهه وبعيدًا عنه، بينما إذا نظر من الأعلى مباشرةً، فسيرى أنها تتحرك فقط في المستوى الأفقي.

يحتوي الضوء المنعكس من الكواكب على نطاقات امتصاص ناتجة عن المعادن الموجودة في الصخور في حالة الأجرام الصخرية، أو عن العناصر والجزيئات الموجودة في الغلاف الجوي. وحتى الآن، تم اكتشاف أكثر من 3500 كوكب خارج المجموعة الشمسية . وتشمل هذه الكواكب ما يُسمى بالكواكب العملاقة الحارة ، بالإضافة إلى كواكب شبيهة بالأرض. وباستخدام التحليل الطيفي، تم اكتشاف مركبات مثل الفلزات القلوية، وبخار الماء، وأول أكسيد الكربون، وثاني أكسيد الكربون، والميثان. ^{[ 56 ]}

يمكن تصنيف الكويكبات إلى ثلاثة أنواع رئيسية وفقًا لأطيافها. وضع كلارك آر. تشابمان، وديفيد موريسون، وبن زيلنر التصنيفات الأصلية عام 1975، ثم وسّعها ديفيد جيه. ثولين عام 1984. في تصنيف ثولين الحالي ، تتكون الكويكبات من النوع C من مواد كربونية، والنوع S من السيليكات بشكل رئيسي ، أما النوع X فهو "فلزي". توجد تصنيفات أخرى للكويكبات غير العادية. تُعد الكويكبات من النوعين C وS الأكثر شيوعًا. في عام 2002، طُوّر تصنيف ثولين ليصبح تصنيف SMASS ، حيث زاد عدد الفئات من 14 إلى 26 فئة لاستيعاب التحليل الطيفي الأكثر دقة للكويكبات. ^{[ 57 ] [ 58 ]}

تتكون أطياف المذنبات من طيف شمسي منعكس من السحب الغبارية المحيطة بالمذنب، بالإضافة إلى خطوط انبعاث من ذرات وجزيئات غازية مُثارة إلى حالة التألق بفعل ضوء الشمس و/أو التفاعلات الكيميائية. على سبيل المثال، تم تحديد التركيب الكيميائي للمذنب ISON ^{[ 59 ]} بواسطة التحليل الطيفي نظرًا لخطوط الانبعاث البارزة للسيانوجين (CN)، بالإضافة إلى ذرات الكربون الثنائية والثلاثية (C2 _و C3 ₎ . ^{[ 60 ]} يمكن حتى رؤية المذنبات القريبة في الأشعة السينية حيث تتعادل أيونات الرياح الشمسية المتجهة إلى الغلاف الغازي . لذلك، تعكس أطياف الأشعة السينية للمذنبات حالة الرياح الشمسية وليس حالة المذنب نفسه. ^{[ 61 ]}