天體光譜學

入射光以相同的角度反射（黑線），但一小部分光線折射而呈現彩色（紅色和藍色線）。

自從艾薩克·牛頓首次使用簡單的稜鏡來觀察光的折射特性以來，物理學家一直在研究太陽的光譜[3]。在19世紀初期，約瑟夫·夫朗和斐利用他是玻璃製造商的技能，創造了非常純淨的稜鏡，讓他能在看似連續的太陽光譜中觀察到574條暗線[4]。不久之後，他結合望遠鏡和稜鏡觀測金星、月球、火星和各種恆星（例如參宿四）的光譜；直到1884年公司關閉前，他的公司繼續在他原始設計的基礎上，製造和銷售高品質的折射望遠鏡[5]^:28–29。

稜鏡的解析力受限於稜鏡的尺度，較大的稜鏡能提供更詳細的光譜，但質量的增加使得它不適合高精度的工作[6]。由於加拿大渥太華多明尼克天文台的約翰·斯坦利·普拉斯克特開發出高品質的反射光柵，這個問題在20世紀初期得到解決[5]^:11。擊中光柵鏡面的光線會以相同的角度反射，但有一小部分會以不同的角度折射；這取決於材料的折射率和光的波長[7]。通過利用大量平行的反射鏡製成的炫耀光柵，這一小部分折射的光可以聚焦並且能夠看見。這種新的光譜儀比稜鏡更精細，需要的光也更少，並且可以通過將光柵傾斜來聚焦在光譜的特定區域[6]。

炫耀光譜受限於反射鏡的寬度，只能在每毫米1000行以內的範圍內聚焦，超過這個限制就會失焦。為了克服這一限制，開發了全像光柵。容積相的全像光柵是在玻璃表使用去皮明膠，然後暴露在干涉儀創建的干擾波模式下。這種波模式製造出炫耀光柵的反射模式，但利用了布拉繞射，而反射角度取決於明膠中原子的排列過程。全像光柵可以具有高達每毫米6,000條的線條，收光線的能力是炫耀光柵的兩倍。全像光柵的用途廣泛，且由於它們封閉在兩片玻璃之間，可能使用數十年都無須更換[8]。

探測器可以記錄光譜儀中光柵或稜鏡的色散。從歷史上看，在電子探測器被開發出來之前，照相底片曾被廣泛地用於紀錄光譜。而現在，光學光譜儀通常採用電荷耦合裝置（CCD）。通過觀察已知發射線波長的氣體放電燈譜線，可以校準光譜的波長尺度。光譜的通量尺度可以與對標準恆星的觀測進行比較，作為波長的函數進行校準，並修正大氣吸收光；這稱為分光光度測量[9]。

電波天文學是基於卡爾·央斯基在1930年代初期工作創立的。卡爾·央斯基在20世紀30年代初期為貝爾實驗室工作，他建造了一個電波天線，用於研究跨越大西洋電波傳輸存在的潛在干擾源。發現雜訊源之一不是來自地球，而是來自銀河中心星座的人馬座[10]。在1942年，詹姆斯·史坦利·海伊使用軍用雷達檢視到來自太陽的電波頻率[1]^:26。 電波光譜學始於1951年發現波長21公分的氫線。

當約瑟夫·萊德·波西、魯比·佩恩-斯科特、和林賽·麥克雷迪在1946年使用在海邊懸厓的單天線觀察200MHz的太陽輻射時，開創了電波干涉儀。來自太陽本身和海面反射的兩道入射的電波束，產生了必要的干涉[11]。第一架多接收器干涉儀是馬丁·賴爾和馮伯格於同年建造的[12][13]。在1960年，賴爾和安東尼·休伊什發表了合成孔徑技術，來分析干涉儀的數據[14]。合成孔徑過程涉及 自相關和離散傅立葉變換，對傳入信號恢復通量的空間和頻率變化[15]，結果是立體影像的第三軸是頻率。由於這項工作，賴爾和休伊什共同獲得1974年的諾貝爾物理學獎[16]。

牛頓使用稜鏡將白光分割成各種顏色，夫朗和斐的高品質稜鏡使科學家能夠看見為之起源的暗線。在1850年代，古斯塔夫·克希荷夫和羅伯特·威廉·本生描述了這些暗線背後的現象。熱的固體物質產生具有連續光譜的光，熱氣體以特定波長發射光，被較冷氣體包圍的熱固體物質顯示接近連續的光譜，而其中的暗線與氣體的發射線相對應[5]^:42–44[17]。通過比較太陽吸收光譜的吸收線與已知氣體的發射譜線，可以確定恆星的化學成分。

下表顯示主要的夫朗和斐譜線和與其相關聯的元素。早期的巴耳末系顯示在括弧中。

並不是太陽中所有的元素都立即被識別出來，下面列出了兩個例子。

• 在1868年， 约瑟夫·诺曼·洛克耶和皮埃爾·讓森獨立現在鈉雙線（D₁和D₂）的旁邊有一條在實驗室中從未見過的譜線，洛克耶確定該線是一種新元素。這個元素線現在命名為氦，但直到1895年才在地球上發現這種元素[5]^:84–85
• 在1869年，天文學家查理斯·奧古斯都·楊和威廉·哈克內斯獨立在日食期間的太陽日冕中觀測到一條綠色發射線。因為這條譜線只在日冕中被發現，所以被認為是新元素而錯誤的被命名為冕素。直到1930年代，瓦爾特·格羅特里安和本特·埃德倫才發現這條530.3奈米的譜線是高電離的鐵（Fe¹³）[18]。日冕光譜中的其它異常譜線也是由高電離元素，如鎳和鈉引起的，而高電離是日冕的極端高溫所導致[1]^:87,297。

迄今為止，在293.5至877.0奈米之間已列出超過20,000條吸收線，而只有大約75%的元素與這些吸收線相關[1]^:69。

通過分析發射光譜線中每條譜線的寬度，可以確定恆星中存在的元素與其豐度[7]。使用這些資訊，恆星可以分為星族：星族I是最年輕的恆星，具有最高的金屬含量（我們的太陽是星族I的恆星），而星族III是最古老的恆星，金屬量非常低[19][20]。

各種不同溫度黑體的輻射曲線。

在1860年，古斯塔夫·克希荷夫提出了黑體的概念，這是物質可以發出所有波長的電磁輻射[21][22]。在1894年，威廉·維因推導出一種表示法，將黑體的溫度（T）和其發射波長的峰值（λ_max）關聯在一起[23]：

b是一個比例常數，稱為維恩位移常數，相當於2.897771955...×10⁻³ m⋅K。這個方程式稱為維恩定律。通過測量恆星的峰值波長，可以確定表面的溫度[17]。例如，如果峰值波長是502奈米，則相應的溫度將是5,778K。

恆星的光度是在一定時間中輻射輸出電磁能量的度量[24]。恆星的光度（L）與溫度（T）的關係可以表示為：

,

此處的R是恆星的半徑，σ是斯特凡-波茲曼常數，其值相當於5.670374419...×10⁻⁸ W⋅m⁻²⋅K⁻⁴。因此，當光度和溫度（通過直接的測量和計算）都已知時，可以確知恆星的半徑。

在天體光譜學的早期，科學家對氣態星雲的光譜十分困惑。1864年，威廉·哈金斯注意到許多星雲只呈現發射譜線，而沒有像恆星那樣的全光譜。從克希荷夫的工作，他得出星雲必須包含"大量的發光氣體或蒸氣"[33]。但是，還是有好幾條發射譜線無法和地面上已知的任何元素連結，其中最亮的譜線是495.9nm和500.7nm[34]。這些線被歸屬於一種新元素：气云。直到1927年，這些譜線才被艾拉·斯普拉格·鮑恩確定是來自高電離氧（O⁺²）[35][36]。這些發射譜線因為是禁線，無法在實驗室中複製；星雲的低密度（每立方公分一個原子）[32]允許離子通過禁線的發射，而不是與其它原子碰撞來衰減[34]。

並非所有的發射星雲都位於恆星周圍或附近，能受到恆星加熱而電離。大多數氣態發射星雲都是由中性氫形成。在基態的中性氫有兩種可能的自旋狀態：電子具有與質子相同或相反的自旋。當原子在這兩種莊態之間轉換時，他會釋放出波長21公分的發射或吸收線[32]。可以對電波範圍內的這條線進行非常精確的測量[34]：

• 通過都卜勒位移可以測量雲的速度。
• 線的強度提供雲中原子的密度和數量。
• 可以計算雲的溫度。

利用這些資訊，儘管螺旋臂的確切數量和位置仍是在進行研究中的主題，銀河系的形狀被確定為螺旋星系[37]。

星際物質中的塵埃和分子不僅遮擋光度測量，還會造成光譜中的吸收線。它們的特徵是由不同能階之間的電子躍遷、旋轉或振動產生的譜線。檢測到的譜線通常發生在光譜的電波、微波或紅外部分[38]。形成這些分子的化學反應可能發生在冷、瀰散的雲氣中[39]，或在受到紫外線照射的密集區域[40]。多環芳香烴，像是乙炔（C₂H₂），通常聚集在一起形成石墨或其它烏黑的材料[41]，但是其它的有機化合物，例如丙酮（(CH₃)₂CO ）和巴克明斯特富勒烯（C₆₀ 和C₇₀）也已經被發現[40]。

透過光譜可以決定恆星等天體的運動狀態。由於都卜勒效應，朝我們移動的物體會產生藍移，而離我們而去的物體會產生紅移。紅移的光波長會變長，看起來比原來更紅。相反的，藍移的光波長會變短，看起來比原本更藍：

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

此處${\displaystyle \lambda _{0}}$是發射的波長，${\displaystyle v_{0}}$是物體的速度， 和${\displaystyle \lambda }$是觀測到的波長。注意，v<0對應於波長的藍移。紅移的吸收或發射線會更偏向於光譜的紅色端，而不是固定的譜線。在1913年，維斯托·斯里弗確定仙女座星系是藍移的，這意味著它正朝向銀河系移動。他記錄了其它20個星系的光譜，除了4個以外，所有其它的星系都是紅移；並且能夠計算它們相對於地球的速度。愛德溫·哈伯稍後利用這些資訊，以及他自己的觀測，定義了哈伯定律：星系距離地球越遠，它遠離我們的速度越快[18][43]。哈伯定律可以概括描述為：

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

此處${\displaystyle v}$是速度（或哈伯流），${\displaystyle H_{0}}$是哈伯常數，和d是與地球的距離。

紅移（z）可以通過系面的方程式表示[44]：

紅移的計算${\displaystyle z}$

基於波長	基於頻率
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$

在這些方程式中，頻率是${\displaystyle f}$和波長用${\displaystyle \lambda }$來表示。越大的z值，紅移越大，物體離地球的距離也越遠。截至2013年1月，使用哈勃超深空發現了紅移最大的星系，其年齡超過130億年（宇宙約為138.2億年的歷史）[45][46][47]。

都卜勒效應和哈伯定律可以結成方程式：

其中的c是光速。

受引力約束的物體將圍繞一個共同的質量中心旋轉。對於恆星，此種運動稱為本動速度，可以改變哈伯流。因此，需要為本動添加一個額外的項目到嗨博定律中[48]：

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

當觀察太陽或星系的光譜時，因為基於簡單的哈伯定律和預期的紅移將被這種運動（本動）掩蓋，所以本動會造成混淆。例如，由於星系團中星系的本動速度非常大，室女座星系團的大小和形狀一直是科學上需要仔細研究的問題[49]。

兩顆不同大小的恆星圍繞著質量中心運行。根據恆星的位置和速度，可以看見光譜中譜線的分裂。

就像行星可以與恆星進行引力束縛一樣，恆星也可以成對的相互環繞。一些聯星是目視聯星，這意味著通過光學望遠鏡就可以觀察它們。但是，有些聯星過度接近，無法以光學望遠鏡分辨[50]。當通過光譜儀查看這樣的聯星時，會顯示出複合的光譜：兩顆恆星的光譜被疊加在一起。 當兩顆恆星的光度相似，而光譜類型不同時，這種複合的光譜就很容易檢測[51]。

光譜聯星也可以經由徑向速度檢測出來；當它們彼此互繞運行時，一顆恆星可能朝向地球接近，而另一顆恆星則在遠離地球，這會導致光鋪中的都卜勒移動。系統的軌道平面決定位移的大小：如果觀測者垂直於軌道平面觀察，就不會有徑向速度的變化[50][51]。這就像你觀看旋轉木馬一樣，從側面看會看到這些動物有些朝向你，有些遠離你；而如果從正上方看，它們只會在水準平面上移動。

由於有岩石層和岩石中包含礦物，或由於大氣中的元素和分子，行星的反射光中存在著吸收帶。迄今為止，已經發現3,500多顆系外行星。其中包括所謂的熱木星，以及類地行星。利用光譜已經發現鹼金屬、水蒸氣、一氧化碳、二氧化碳和甲烷等化合物[53]。

根據光譜，小行星可以分成3種主要類型。最初的類別是由克拉克·查普曼（Clark R. Chapman）、大衛·莫里森（David Morrison）、和本·澤爾納（Ben Zellner）在1975年建立，大衛·托連在1984年進一步擴充，現在被稱為托連分類法。C型是含碳的小型星，S型是以矽酸鹽為主的小行星，X型是金屬類。C型和S型是最常見的小行星，對於不尋常的小行星，還有其它的分類。在2002年，托連分類法再進一步的進化，成為 SMASS分類法，將分類從14項擴大到26項，以對小行星進行更精確的光譜分析[54][55]。

百武二號彗星的光譜。

彗星的光譜是由彗核周為飛揚的塵土構成的彗髮反射的太陽光譜，以及由陽光和/或化學反應引起螢光的氣態原子和分子的發射線。例如，艾桑彗星（C/2012 S1）的化學成分[56]，由光譜確認了氰化物（CN）突出的發射線，以及雙碳三碳原子（C₂和C₃）突出的發射線[57]。因為太陽風的離子飛到彗髮中被中和，在太陽附近的彗星可以用X光線觀察。只是彗星的X設線光譜反映的是太陽風的狀態，而不是彗星的狀態[58]。