Просмотр кода страницы Астрономическая спектроскопия

[[Файл:Star-Spectroscope.jpg|thumb|upright=1.35| Звёздный [[спектроскоп]] [[Ликская обсерватория|Ликской обсерватории]] в [[1898 год]]у. Разработан [[Килер, Джеймс Эдуард|Джеймсом Килером]] и построен {{не переведено 3|Брашир, Джон|Джоном Браширом|en|John Brashear}}]]
'''Астрономическая спектроскопия''' — это раздел [[Астрономия|астрономии]], использующий методы [[Спектроскопия|спектроскопии]] для измерения [[спектр]]а [[Электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]], в том числе и [[Видимое излучение|видимого]], которое [[Энергия излучения (оптика)|излучается]] [[звезда]]ми и другими небесными объектами. Звёздный спектр может выявить многие свойства звёзд, такие как их химический состав, температуру, плотность, массу, расстояние, светимость и относительное движение с помощью измерений [[Эффект Доплера|доплеровского сдвига]]. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как [[Планета|планеты]], [[Туманность|туманности]], [[Галактика|галактики]] и [[активные ядра галактик]].

== Основы ==
[[Файл:Электромагнитная пропускная способность атмосферы.svg|thumb|Окна прозрачности в атмосфере Земли для электромагнитного излучения]]
Астрономическая спектроскопия используется для измерения трёх основных полос излучения: [[Видимое излучение|спектра видимого излучения]], [[Радиоволны|радио-]] и [[Рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]]. В то время как вся спектроскопия рассматривает конкретные области спектра, для получения сигнала в зависимости от частоты требуются разные методы. [[Озон]] (O<sub>3</sub>) и молекулярный кислород (O<sub>2</sub>) поглощают свет с длинами волн до {{Val|300|u=[[нм]]}}, что означает, что для рентгеновской и [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовой]] спектроскопии требуется использование спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракете<ref name=Foukal /><sup>стр. 27</sup>. Радиосигналы излучаются на гораздо более длинных волнах, чем оптические сигналы и требуют использования [[Радиотелескоп|антенн или радиоприемников]]. [[Инфракрасное излучение]] поглощается атмосферной [[вода|водой]] и [[Углекислый газ в атмосфере Земли|углекислым газом]], поэтому, хотя оборудование аналогично используемому в оптической спектроскопии, спутники обязаны регистрировать большую часть инфракрасного спектра<ref name= Cosmos/>.

=== Оптическая спектроскопия ===
[[Файл:Blazedgrating.jpg|thumb|Падающий свет отражается под тем же углом (черные линии), но небольшая часть света преломляется (красные и синие линии)]]
Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как [[Ньютон, Исаак|Исаак Ньютон]] впервые использовал простую призму для наблюдения свойств света во время преломления<ref name=Opticks />. В начале [[1800-е годы|1800-х годов]] [[Фраунгофер, Йозеф|Джозеф фон Фраунгофер]] использовал своё мастерство в качестве производителя стекла для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темных линии в кажущемся непрерывном спектре<ref name=Fraunhofer/>. Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр [[Венера|Венеры]], [[Луна|Луны]], [[Марс]]а и различных звёзд, таких как [[Альфа Ориона|Бетельгейзе]]; его компания продолжала производить и продавать высококачественные преломляющие телескопы, основанные на его оригинальных разработках, до его закрытия в [[1884 год]]у<ref name=Hearnshaw /><sup>стр. 28-29</sup>. Значительный вклад в развитие спектроскопии звезд внесли на рубеже XIX-XX вв. сотрудники [[Гарвардская обсерватория|Гарвардской обсерватории]]{{sfn|Собел|2024|с=4}}.

Разрешение призмы ограничено её размерами; большая призма обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает её непригодной для высокоточных наблюдения<ref name=Kitchin/>. Эта проблема была решена в начале [[1900-е годы|1900-х годов]] с разработкой [[Пласкетт, Джон Стэнли|Дж. Пласкеттом]] высококачественных отражательных решёток, который работал в [[Доминьонская обсерватория|Доминьонской обсерватории]] в [[Оттава|Оттаве]], [[Канада]]<ref name=Hearnshaw /><sup>стр. 11</sup>: свет, падающий на зеркало, отражается под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света<ref name=Ball />. Создавая «преломляющую» решётку, которая использует большое количество параллельных зеркал, небольшая часть света может быть сфокусирована и визуализирована. Эти новые спектроскопы давали более детализированное изображение, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определённой области спектра путём наклона решётки<ref name=Kitchin/>.

Ограничением на преломляющую решётку является ширина зеркал, которые можно заточить только до той величины, как будет теряется фокус; максимум составляет около 1000 строк/[[мм]]. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решётки. В объёмно-фазовых голографических решётках используется тонкая плёнка дихромированного [[Фотографический желатин|желатина]] на стеклянной поверхности, которая впоследствии подвергается воздействию [[Интерференция волн|интерференции волн]], создаваемой [[интерферометр]]ом. Эта волновая картина создаёт картину отражения, похожую на преломляющую решётки, но с использованием [[Условие Вульфа — Брэгга|условия Брэгга]], то есть процесса, в котором угол отражения зависит от расположения атомов в [[Фотографический желатин|желатине]]. Голографические решётки могут иметь до 6000 линий/[[мм]] и могут в два раза эффективнее собирать свет, чем преломляющие решётки. Поскольку они запечатаны между двумя листами стекла, голографические решётки очень универсальны, потенциально могут работать десятилетия до необходимости замены<ref name=Barden1998/>.

Свет, [[Дисперсия света|рассеянный]] решёткой или призмой в [[спектрограф]]е, может быть зарегистрирован детектором. Исторически [[Фотопластинка|фотографические пластины]] широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, и сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются приборы с зарядовой связью ([[ПЗС]]). Шкала длин волн спектра может быть [[Калибровка|откалибрована]] путём наблюдения [[Спектральная линия|спектра линий]] излучения известной длины волны от [[Газоразрядная лампа|газоразрядной лампы]]. Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путём сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправками на атмосферное поглощение света; этот процесс известен как [[спектрофотометрия]]<ref name=Oke1983/>.

=== Радиоспектроскопия ===
Радиоастрономия была основана работами [[Янский, Карл|Карла Янского]] в начале [[1930-е годы|1930-х годов]], когда он работал в [[Лаборатории Белла]]. Он построил радиоантенну для поиска потенциальных источников помех для трансатлантических радиопередач. Один из обнаруженных источников шума пришел не с Земли, а из центра [[Млечный Путь|Млечного пути]] в [[Созвездие|созвездии]] [[Стрелец А|Стрельца]]<ref name=Jansky/>. В [[1942 год]]у [[Хей, Джеймс Стэнли|Дж. С. Хей]] обнаружил радиочастоту Солнца с помощью военных радиолокационных приемников<ref name=Foukal /><sup>стр. 26</sup>. Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии [[Радиолиния нейтрального водорода|H I]] в [[1951 год]]у.

==== Радиоинтерферометрия ====
Радиоинтерферометрия была впервые введена в эксплуатацию в [[1946 год]]у, когда [[Пози, Джозеф Лейд|Джозеф Лейд Пози]], [[Пэйн-Скотт, Руби|Руби Пейн-Скотт]] и Линдсей МакКриди использовали единственную антенну на морском утёсе для наблюдения солнечного излучения на частоте {{Val|200|u=[[МГц]]}}. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отражённый от поверхности моря, создавали необходимые помехи<ref name=McCready/>. Первый многоприёмный интерферометр был построен в том же году [[Райл, Мартин|Мартином Райлом]] и Вонбергом<ref name=Vonberg/><ref name="Robertson"/>. В [[1960 год]]у Райл и [[Хьюиш, Энтони|Энтони Хьюиш]] опубликовали методику [[Апертурный синтез|апертурного синтеза]] для анализа данных интерферометра<ref name=Howard/>. Процесс синтеза диафрагмы, который включает [[Автокорреляционная функция|автокорреляцию]] и [[дискретное преобразование Фурье]] входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока<ref name=RadioTelescopes/>. Результатом является трёхмерное изображение, третьей осью которого является частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно награждены [[Нобелевская премия по физике|Нобелевской премией по физике]] [[1974 год]]а<ref name=Nobel1974/>.

=== Рентгеновская спектроскопия ===
{{Основная статья|Рентгеновская астрономия}}

== Звёзды и их свойства ==
{{anchor|stellar spectrum}}
{{Кратное изображение
| направление= vertical
| ширина= 320
| изобр1= Spectral-lines-continuous.svg
| подпись1 = Непрерывный спектр
| изобр2= Spectral-lines-emission.svg
| подпись2 = [[Эмиссионный спектр|Эмиссионные линии]] ([[Дискретный спектр]])
| изобр3= Spectral-lines-absorption.svg
| подпись3 = [[Абсорбционная спектроскопия|Абсорбционные линии]] ([[Дискретный спектр]])
}}

=== Химические свойства ===
[[Ньютон, Исаак|Ньютон]] использовал призму для разделения белого света на цвета, а высококачественные [[Призма (оптика)|призмы]] [[Фраунгофер, Йозеф|Фраунгофера]] позволили учёным увидеть тёмные линии неизвестного происхождения. В [[1850-е годы|1850-х годах]] [[Кирхгоф, Густав|Густав Кирхгоф]] и [[Бунзен, Роберт Вильгельм|Роберт Бунзен]] описали явления, стоящие за этими темными линиями. Горячие твёрдые объекты производят свет с [[Непрерывный спектр|непрерывным спектром]], горячие газы излучают свет на определённых длинах волн, а горячие твёрдые объекты, окружённые более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими линиям излучения газов<ref name=Hearnshaw />{{rp|42–44}}<ref name=Jenkins />. Сравнивая [[Абсорбционная спектроскопия|линии поглощения]] [[Солнце|Солнца]] со [[Эмиссионный спектр|спектрами излучения]] известных газов, можно определить химический состав [[Звезда|звёзд]].

Основные [[Фраунгоферова линия|линии Фраунгофера]] и элементы, с которыми они связаны, приведены в следующей таблице. Обозначения [[Серия Бальмера|серии Бальмера]] указаны в скобках.

В настоящее время спектральные линии обозначаются длиной волны и химическим элементом, которому они принадлежат. Например, Fe I 4383,547 [[ангстрем|Å]] обозначает линию нейтрального железа с длиной волны 4383,547 Å. Но для наиболее сильных линий сохранились обозначения, введённые ещё Фраунгофером. Так, самые сильные линии солнечного спектра — линии H и K ионизованного кальция.

{| class="wikitable"
|'''Обозначение'''
|'''Элемент или соединение'''
|'''Длина волны ([[ангстрем|Å]])'''
|'''Обозначение'''
|'''Элемент'''
|'''Длина волны ([[ангстрем|Å]])'''
|-
|y
|[[Кислород|O<sub>2</sub>]]
|8987,65
|c
|[[железо|Fe]]
|4957,61
|-
|Z
|[[Кислород|O<sub>2</sub>]]
|8226,96
|F
|[[водород|H]]β
|4861,34
|-
|A
|[[Кислород|O<sub>2</sub>]]
|7593,70
|d
|[[железо|Fe]]
|4668,14
|-
|B
|[[Кислород|O<sub>2</sub>]]
|6867,19
|e
|[[железо|Fe]]
|4383,55
|-
|C
|[[водород|H]]α
|6562,81
|G'
|[[водород|H]]γ
|4340,47
|-
|a
|[[Кислород|O<sub>2</sub>]]
|6276,61
|G
|[[железо|Fe]]
|4307,90
|-
|D<sub>1</sub>
|[[Натрий|Na]]
|5895,92
|G
|[[Кальций|Ca]]
|4307,74
|-
|D<sub>2</sub>
|[[натрий|Na]]
|5889,95
|h
|[[водород|H]]δ
|4101,75
|-
|D<sub>3</sub> или d
|[[Гелий|He]]
|5875,618
|H
|[[кальций|Ca]] II
|3968,47
|-
|e
|[[ртуть|Hg]]
|5460,73
|K
|[[кальций|Ca]] II
|3933,68
|-
|E<sub>2</sub>
|[[Железо|Fe]]
|5270,39
|L
|[[железо|Fe]]
|3820,44
|-
|b<sub>1</sub>
|[[Магний|Mg]]
|5183,62
|N
|[[железо|Fe]]
|3581,21
|-
|b<sub>2</sub>
|[[магний|Mg]]
|5172,70
|P
|[[Титан (элемент)|Ti]] II
|3361,12
|-
|b<sub>3</sub>
|[[железо|Fe]]
|5168,91
|T
|[[железо|Fe]]
|3021,08
|-
|b<sub>4</sub>
|[[железо|Fe]]
|5167,51
|t
|[[Никель|Ni]]
|2994,44
|-
|b<sub>4</sub>
|[[магний|Mg]]
|5167,33
|
|
|
|-
|}

В таблице символами Hα, Hβ, Hγ и Hδ обозначены первые четыре линии [[серия Бальмера|бальмеровской серии]] [[атом]]а [[водород]]а. Линии D<sub>1</sub> и D<sub>2</sub> — это широко известный ''«натриевый дублет»'', пара хорошо различимых солнечных линий.

Следует заметить, что в литературе имеются противоречия в некоторых обозначениях линий. Так, символом ''d'' обозначают как голубую линию железа 4668,14 Å, так и жёлтую линию гелия (обозначаемую также D<sub>3</sub>) 5875,618 Å. Линия ''e'' может принадлежать как железу, так и ртути. Чтобы уйти от двусмысленности, необходимо всегда указывать элемент, которому принадлежит линия, например, «линия ''e'' ртути».

Не все элементы на Солнце были немедленно идентифицированы. Два примера перечислены ниже.

* В [[1868 год]]у [[Локьер, Джозеф Норман|Норман Локьер]] и [[Жансен, Пьер Жюль|Пьер Жансен]] независимо друг от друга наблюдали линию рядом с дублетом натрия (D1 и D2), которую Локьер определил как новый элемент. Он назвал его [[Гелий|Гелием]], но только в [[1895 год]]у этот элемент был найден на Земле<ref name=Hearnshaw />{{rp|84–85}};
* В [[1869 год]]у астрономы [[Янг, Чарлз Огастес|Чарльз Огастес Янг]] и {{Нп3|Харкнесс, Уильям|Уильям Харкнесс|en|William Harkness}} независимо друг от друга наблюдали новую зелёную линию излучения в [[Солнечная корона|солнечной короне]] во время затмения. Этот «новый» элемент был неправильно назван [[Короний|коронием]], так как он был найден только в короне. Лишь в [[1930-е годы|1930-х годах]] [[Гротриан, Вальтер|Вальтер Гротриан]] и Бенгт Эдлен обнаружили, что спектральная линия на длине волны {{Val|530.3|u=[[нм]]}} обусловлена сильно ионизированным железом (Fe<sup>13+</sup>)<ref name=Morison />. Другие необычные линии в корональном спектре также вызваны сильно ионизированными элементами, такими как [[никель]] и [[кальций]], причём высокая ионизация обусловлена экстремальной температурой [[Солнечная корона|солнечной короны]]<ref name=Foukal />{{rp|87,297}}.

На сегодняшний день для [[Солнце|Солнца]] было перечислено более {{Val|20000}} линий поглощения в диапазоне между {{Val|293.5}} и {{Val|877.0|u=[[нм]]}}, но только приблизительно 75 % этих линий были связаны с поглощением элементами<ref name=Foukal />{{rp|69}}.

Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания<ref name=Ball />. Используя эту информацию, звезды можно разделить на [[Металличность|звёздные популяции]]; [[Звёздное население|Звёзды населения]] I являются самыми молодыми звёздами и имеют самое высокое содержание металлов (наше [[Солнце]] принадлежит именно к этому типу), в то время как [[Звёздное население|звёзды населения]] III являются самыми старыми звёздами с очень низким содержанием металлов<ref name=Gregory/><ref name=PopIII/>.

=== Температура и размер ===
[[Файл:Black body.svg|thumb|Кривые излучения [[Абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]] для разных температур]]
В [[1860 год]]у [[Кирхгоф, Густав|Густав Кирхгоф]] предложил идею [[Абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]], материала, излучающего [[электромагнитное излучение]] на всех [[Длина волны|длинах волн]]<ref name=Kirchhoff /><ref name=Pradhan />. В [[1894 год]]у [[Вин, Вильгельм|Вильгельм Вена]] получил выражение, связывающее температуру (T) чёрного тела с его пиковой длиной волны излучения (λ<sub>max</sub>)<ref name=Massoud />:
: <math qid=Q214336>\lambda_\text{max} T = b</math>

''b'' — [[Пропорциональность#Коэффициент пропорциональности|коэффициент пропорциональности]], называемая постоянной смещения Вина, равная 2,897771955…×{{Val|e=-3|u=[[нм]]•[[Кельвин|К]]}}<ref name="wavelength"/>. Это уравнение называется [[Закон смещения Вина|законом смещения Вена]]. Измеряя пиковую длину волны звезды, можно определить [[Поверхностная температура звезды|поверхностную температуру звезды]]<ref name=Jenkins/>. Например, если длина волны пика излучения звезды составляет {{Val|502|u=[[нм]]}}, соответствующая температура будет {{Val|5778|u=[[Кельвин|К]]}}.

[[Светимость]] звезды является мерой выделения [[Энергия излучения (оптика)|энергии излучения]] за определённый промежуток времени<ref name=Australia />. Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды следующим соотношением:
: <math>L= 4 \pi R^2 \sigma T^4</math> ,

где R — радиус звезды, а σ — [[постоянная Стефана — Больцмана]] со значением : <math>\sigma = 5{,}670367(13) \times 10^{-8} </math> Вт•м<sup>−2</sup>•К<sup>−4</sup><ref name="StefanBoltzmannConst"/>. Таким образом, когда светимость и температура известны (посредством прямого измерения и расчета), можно определить радиус звезды.

{{см. также|Светимость|Звёздная величина}}

== Галактики ==
Спектры [[Галактика|галактик]] похожи на звёздные спектры, поскольку они состоят из объединённого света миллиардов звёзд.

Исследования доплеровского сдвига [[Скопление галактик|скоплений галактик]], проведенные [[Цвикки, Фриц|Фрицем Цвики]] в [[1937 год]]у, показали, что галактики в скоплении движутся гораздо быстрее, чем это представляется возможным из массы скопления, вычисленной на основе видимого света. Цвики предположил, что в скоплениях галактик должно быть много несветящегося вещества, которое сейчас известно как [[тёмная материя]]<ref name=Zwicky />. Со времени его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть вселенной) состоит из темной материи. В [[2003 год]]у, однако, было обнаружено, что четыре галактики ([[NGC 821]], [[M 105 (галактика)|NGC 3379]], [[NGC 4494]] и [[NGC 4697]]) практически не имеют темной материи, влияющей на движение звезд, содержащихся в них; причина отсутствия темной материи неизвестна<ref name=Romanowsky/>.

В [[1950-е годы|1950-х годах]] сильные радиоисточники были связаны с очень тусклыми, очень красными объектами. Когда был получен первый спектр одного из этих объектов, в нём были получены [[Спектральная линия поглощения|линии поглощения]] на [[Длина волны|длинах волн]], где ни один не ожидался. Вскоре стало понято, что то, что наблюдалось, было нормальным спектром галактики, но с очень красным смещением<ref name=Matthews/><ref name=Wallace/>. Они были названы квазизвёздными радиоисточниками, или [[квазар]]ами, открытыми {{Нп3|Хонг-Йи Чиу|Хонг-Йи Чиу|en| Hong-Yee Chiu}} в [[1964 год]]у<ref name=Chiu />. В настоящее время считается, что квазары — это галактики, сформировавшиеся в первые годы существования нашей вселенной, с их экстремальным выходом энергии, приводимым в действие [[Сверхмассивная чёрная дыра|сверхмассивными черными дырами]]<ref name= Wallace />.

Свойства галактики также можно определить путём анализа найденных в них звёзд. [[NGC 4550]], галактика в скоплении Девы, имеет большую часть своих звёзд, вращающихся в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что эта галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, которые вращались в противоположных направлениях друг к другу<ref name=Rubin/>. Яркие звезды в галактиках также могут помочь определить расстояние до галактики, что может быть более точным методом, чем [[параллакс]] или [[Шкала расстояний в астрономии|стандартные свечи]]<ref name=Kudritzki />.

== Межзвёздная среда ==
{{Основная статья|Межзвёздная среда}}
Межзвездная среда — это материя, которая занимает пространство между [[Звёздная система|звездными системами]] в галактике. 99 % этого вещества газообразное: [[водород]], [[гелий]] и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как, например, [[кислород]]. С другой стороны, 1 % — это частицы пыли, в основном состоящие из [[графит]]а, [[Силикаты (соли)|силикатов]] и [[лёд|льда]]<ref name=KitchinGas/>. Облака пыли и газа называются [[Туманность|туманностями]].

Существует три основных типа туманностей: [[тёмная туманность]] (она же поглощательная туманность, она же она же абсорбционная), [[отражательная туманность]] и [[эмиссионная туманность]]. Тёмные туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что они закрывают свет звёзд позади себя, что затрудняет [[Фотометрия (астрономия)|фотометрию]]. Отражательные туманности, как следует из их названия, отражают свет близлежащих звёзд. Их спектры такие же, как у окружающих их звёзд, хотя свет более синий; более короткие волны рассеивают лучше, чем более длинные волны. Эмиссионные туманности излучают свет на определённых длинах волн в зависимости от их химического состава<ref name=KitchinGas />.

=== Газообразные эмиссионные туманности ===
В первые годы астрономической спектроскопии учёные были озадачены спектром газовых туманностей. В [[1864 год]]у [[Хаггинс, Уильям|Уильям Хаггинс]] заметил, что многие туманности имеют только эмиссионные линии, а не полный спектр, как у звёзд. Из работы [[Кирхгоф, Густав|Кирхгофа]] он пришёл к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара»<ref name=Huggins />. Однако было несколько линий излучения, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них — линии с длиной волны {{Val|495.9|u=[[нм]]}} и {{Val|500.7|u=[[нм]]}}<ref name=Tennyson/>. Эти линии приписывались новому элементу — [[небулий|небулию]], до тех пор, пока [[Боуэн, Айра Спрейг|Айра Боуэн]] в [[1927 год]]у не определил, что это линии излучения высокоионизированного кислорода (O<sub>+2</sub>)<ref name=Hirsh /><ref name=Bowen />. Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, потому что они являются [[Запрещённые линии|запрещенными линиями]]; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр)<ref name=KitchinGas/> позволяет [[Метастабильное состояние|метастабильным]] [[ион]]ам распадаться через излучение [[Запрещённые линии|запрещенных линий]], а не столкновения с другими [[атом]]ами<ref name=Tennyson />.

Не все эмиссионные туманности встречаются вокруг звёзд или вблизи них, где звёздная радиация вызывает ионизацию. Большинство газоэмиссионных туманностей образовано нейтральным [[водород]]ом. В [[Основное состояние|основном состоянии]] нейтральный [[водород]] имеет два возможных [[спин]]овых состояния: электрон имеет либо тот же [[спин]] что и [[протон]], либо противоположный [[спин]]. Когда [[атом]] переходит между этими двумя состояниями, он излучает [[квант]] электромагнитного излучения или поглощения на [[Длина волны|длине волны]] {{Val|21|u=[[см]]}}<ref name=KitchinGas/>. Эта линия находится в пределах радиодиапазона и позволяет проводить очень точные измерения<ref name=Tennyson/>:
* скорость облака можно измерить с помощью [[Эффект Доплера|доплеровского сдвига]];
* интенсивность линии на [[Длина волны|длине волны]] {{Val|21|u=[[см]]}} дает плотность и количество атомов в облаке;
* также можно вычислить температуру облака.

Используя эту информацию, было определено, что форма [[Млечный Путь|Млечного Пути]] является [[Спиральная галактика|спиральной галактикой]], хотя точное количество и положение [[Галактический рукав|спиральных рукавов]] является предметом текущих исследований<ref name=Efremov/>.

=== Сложные молекулы ===
{{Основная статья|Межзвёздные молекулы}}
Пыль и молекулы в межзвёздной среде не только препятствуют фотометрии, но и вызывают появление линий поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными движениями. Обнаружение обычно происходит в [[Радиоволны|радио-]], [[Микроволновое излучение|микроволновом]] или [[Инфракрасное излучение|инфракрасном]] диапазоне спектра<ref name=Shu/>. Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках<ref name=GoddardISM/> или в плотных областях, освещённых [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовым светом]]<ref name=Buckyball/>. [[Полициклические ароматические углеводороды]], такие как [[ацетилен]] (C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>), обычно группируются вместе с образованием [[графит]]ов или другого материала похожего на сажу<ref name=DustChemistry/>, также были обнаружены другие [[Органические вещества|органические молекулы]], такие как [[ацетон]] ((CH<sub>3</sub>)<sub>2</sub>CO)<ref name=Acetone/> и {{Нп3|Бакминстерфуллерен|бакминстерфуллерены|en|Buckminsterfullerene}} (C<sub>60</sub> и C<sub>70</sub>)<ref name=Buckyball />.

== Движение во вселенной ==
[[Файл:Redshift blueshift.svg|thumb|Красное смещение и синее смещение]]
Звёзды и межзвёздный газ связаны гравитацией и образуют галактики, а группы галактик могут быть связаны гравитацией в [[Скопление галактик|скопления галактик]]<ref name=Hubble/>. За исключением звёзд в [[Млечный Путь|Млечном Пути]] и галактик в [[Местная группа|Местной группе]], почти все галактики удаляются от нас из-за [[Расширение Вселенной|расширения Вселенной]]<ref name=Morison/>.

=== Эффект Доплера и красное смещение ===
Движение звёздных объектов можно определить по их [[спектр]]у. Из-за [[Эффект Доплера|эффекта Доплера]] объекты, движущиеся к нам, [[Синее смещение|смещаются в синюю сторону]], а движущиеся от нас объекты — в [[Красное смещение|красную]]. [[Длина волны]] света с красным смещением длиннее, и он кажется более красным, чем источник. И наоборот, длина волны света с синим смещением короче и кажется более синей, чем у исходного света:
: <math>\frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0}=\frac{v_0}{c}</math>
где <math>\lambda_0</math> — излучаемая длина волны, <math>v_0</math> — скорость объекта и <math>\lambda</math> — наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v<0 соответствует λ<λ<sub>0</sub>, длине волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В [[1913 год]]у [[Слайфер, Весто Мелвин|Весто Слайфер]] определил, что [[Галактика Андромеды]] смещена в сторону синего цвета, и это означает, что она движется к Млечному Пути. Он записал [[спектр]]ы 20 других галактик, все из которых, кроме 4, имели красное смещение, и смог вычислить их скорости относительно Земли. [[Хаббл, Эдвин|Эдвин Хаббл]] позже будет использовать эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить [[закон Хаббла]]: чем дальше галактика от Земли, тем быстрее она удаляется от нас<ref name=Morison/><ref name=HubbleLaw/>. [[Закон Хаббла]] может быть описан формулой:
: <math>v = H_0 d</math>
где <math>v</math> — скорость (или поток Хаббла), <math>H_0</math> — [[Закон Хаббла|постоянная Хаббла]], а <math>d</math> — расстояние от Земли.
Красное смещение (z) можно выразить следующими уравнениями<ref name=redshift/>:

{| class="wikitable" style="margin:auto;"
|+ '''Вычисление красного смещения, <math>z</math>'''
! ''' В зависимости от длины волны''' !! ''' В зависимости от частоты '''
|- align=center
| <math>z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}} - \lambda_{\mathrm{emit}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}</math>
| <math>z = \frac{f_{\mathrm{emit}} - f_{\mathrm{obsv}}}{f_{\mathrm{obsv}}}</math>
|- align=center
| <math>1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}</math>
| <math>1+z = \frac{f_{\mathrm{emit}}}{f_{\mathrm{obsv}}}</math>
|- align=center
| colspan="2"|В этих уравнениях наблюдаемая длина волны обозначается как <math> \lambda_{\mathrm{obsv}}</math>, излучаемая длина волны как <math>\lambda_{\mathrm{emit}}</math> а наблюдаемая частота как <math>f_{\mathrm{obsv}}</math>, излучаемая частота как <math>f_{\mathrm{emit}}</math>.
|}
Чем больше значение z, тем сильнее смещается свет и тем дальше объект находится от Земли. По состоянию на [[январь 2013 года]] с помощью [[Hubble Ultra Deep Field|сверхглубокого поля Хаббла]] было обнаружено самое большое красное смещение галактик на z ~ 12, что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной составляет приблизительно 13,82 миллиарда лет)<ref name=Ellis/><ref name=EllisRef/><ref name=PlanckHubble/>. [[Список наиболее удалённых астрономических объектов|Более подробно см. здесь]].

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение
z =<math> \frac{v_\text{Hubble}}{c}</math>, где c — [[скорость света]].

=== Пекулярное движение ===
Объекты, которые связаны гравитацией, будут вращаться вокруг общего центра масс. Для звёздных тел это движение известно как пекулярная скорость, и оно может изменять Хаббловский поток. Таким образом, к закону Хаббла необходимо добавить дополнительный член для пекулярного движения<ref name=PeculiarMotion />:
: <math>v_\text{total} = H_0 d + v_\mathrm{pec}</math>

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на солнечный или галактический спектр, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер [[Скопление Девы|скопления Девы]] были предметом серьёзного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении<ref name=VirgoCluster/>.

=== Двойные звёзды ===
[[Файл:Wiki Spect Binaries v2.gif|thumb|right|Две звезды разного размера вращаются вокруг центра масс. Видно, что спектр разделяется в зависимости от положения и скорости звёзд]]
Подобно тому, как планеты могут быть гравитационно связаны со звёздами, пары звёзд могут вращаться друг вокруг друга. Некоторые двойные звезды являются [[Двойная звезда#Визуально-двойные звёзды|визуально-двойными]], то есть их можно наблюдать, как они вращаются вокруг друг друга в [[телескоп]]. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было [[Разрешение (оптика)|разрешить]]<ref name=BinaryStars/>. Эти две звезды при просмотре через [[спектрометр]] покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую [[светимость]] и разные [[Спектральные классы звёзд|спектральные классы]]<ref name=GrayCorbally/>.

[[Спектрально-двойные звёзды|Спектрально-двойные системы]] также можно обнаружить по их [[Радиальная скорость|лучевой скорости]]; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, в то время как другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном [[спектр]]е. [[Орбитальная плоскость]] системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости орбиты, наблюдаемой [[Радиальная скорость|лучевой скорости]] не будет<ref name=BinaryStars/><ref name=GrayCorbally/>. Например, если вы посмотрите на [[карусель]] сбоку, вы увидите, как животные движутся к вам и от вас, тогда как если вы посмотрите прямо сверху, они будут двигаться только в горизонтальной плоскости.

== Планеты, астероиды и кометы ==
[[Планета|Планеты]], [[астероид]]ы и [[Комета|кометы]] отражают свет своих родительских звёзд и излучают собственный свет. Для более холодных объектов, включая планеты [[Солнечная система|Солнечной системы]] и [[астероид]]ы, большая часть излучения приходится на инфракрасные длины волн, которые мы не видим, но которые обычно измеряются с помощью [[спектрометр]]ов. Для объектов, окружённых газовой оболочкой, таких как кометы и планеты с атмосферой, излучение и поглощение происходит на определённых длинах волн в [[газ]]е, запечатлевая [[спектр]] газа в спектре твёрдого тела. В случае планет с толстой атмосферой или полным облачным покровом (таких как [[газовые гиганты]], [[Венера (планета)|Венера]] и спутник [[Сатурн (планета)|Сатурна]] [[Титан (спутник)|Титан]], спектр в основном или полностью зависит только от атмосферы<ref name=GoodyYung/>.

=== Планеты ===
Отражённый свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералов в горных породах, присутствующих в скалистых телах, или из-за элементов и молекул, присутствующих в атмосфере. На сегодняшний день открыто более {{Val|3500}} [[Экзопланета|экзопланет]]. К ним относятся так называемые [[Горячий юпитер|горячие юпитеры]], а также [[планеты земного типа]]. С помощью спектроскопии были обнаружены такие соединения, как [[щелочные металлы]], водяной пар, [[монооксид углерода]], [[диоксид углерода]] и [[метан]]<ref name=Tessenyi/>.

=== Астероиды ===
По спектру [[астероид]]ы можно разделить на три основных типа. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в [[1975 год]]у, а затем расширены [[Толен, Дэвид Джеймс|Дэвидом Дж. Толеном]] в [[1984 год]]у. В том, что сейчас известно как [[Спектральные классы астероидов#Классификация Толена|классификация Толена]]: [[Астероид класса C|астероиды C-типа]] состоят из углеродистого материала. , [[Астероид класса S|астероиды S-типа]] состоят в основном из [[Силикаты (соли)|силикатов]], а [[Астероид класса X|астероиды X-типа]] являются «металлическими». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа — самые распространённые типы астероидов. В [[2002 год]]у классификация Толена была далее «преобразована» в [[Спектральные классы астероидов#Классификация SMASS|классификацию SMASS]], увеличив количество категорий с 14 до 26 для учёта более точного спектроскопического анализа астероидов<ref name=Bus/><ref name=Chapman/>.

=== Кометы ===
[[Файл:Spectrum of Comet Hyakutake.gif|thumb|300px|right| Оптический спектр [[C/1996 B2 (Хякутакэ)|кометы Хиякутаке]]]]
Спектры комет состоят из отражённого солнечного спектра от пылевой оболочки, окружающей комету, а также линий излучения газовых атомов и молекул, возбуждённых до [[Флуоресценция|флуоресценции]] [[Солнечный свет|солнечным светом]] и/или [[Химическая реакция|химическими реакциями]]. Например, химический состав [[Комета C/2012 S1 (ISON)|кометы ISON]]<ref name="ARXIV-20140508"/> был определён с помощью спектроскопии из-за выраженных эмиссионных линий [[Цианиды|цианидов]] (CN), а также двух- и трёхатомного [[углерод]]а (C<sub>2</sub> и C<sub>3</sub>)<ref name=CIOC />. Близлежащие кометы можно увидеть даже в [[Рентгеновское излучение|рентгеновском излучении]], поскольку [[ион]]ы [[Солнечный ветер|солнечного ветра]], летящие в [[Кома (комета)|кому]], нейтрализуются. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние [[Солнечный ветер|солнечного ветра]], а не состояние кометы<ref name=Lisse/>.

== См. также ==
* [[Атомная и молекулярная астрофизика]]
* [[Эмиссионный спектр]]
* [[Впадина Ганна — Петерсона]]
* [[Лес Лайман-альфа]]
* [[Фотометрия (астрономия)|Фотометрия]]
* [[Призма (оптика)|Призма]]
* [[Спектрометр]]

== Источники ==
{{примечания|refs=
<ref name=Foukal>
{{cite book|last=Foukal|first=Peter V.|title=Solar Astrophysics|date=2004|publisher=Wiley VCH| language= en |location=Weinheim|isbn=3-527-40374-4|page=69}}</ref>

<ref name=Fraunhofer>
{{cite journal|last=Fraunhofer|first=Joseph|title=Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre|journal=[[Annalen der Physik]] | language=en |date=1817|volume=56|pages=282–287|url=https://books.google.com/?id=2-AAAAAAYAAJ&pg=PA203#v=onepage&q&f=false|doi=10.1002/andp.18170560706|issue=7|bibcode = 1817AnP....56..264F }}</ref>

<ref name=Hearnshaw>
{{cite book|last=Hearnshaw|first=J.B.|title=The analysis of starlight|url=https://archive.org/details/analysisofstarli0000hear|date=1986|publisher=[[Cambridge University Press]] | language= en |location=[[Cambridge]]|isbn=0-521-39916-5}}</ref>

<ref name=Kitchin>
{{cite book|last=Kitchin|first=C.R.|title=Optical Astronomical Spectroscopy|date=1995|publisher=Institute of Physics Publishing|location=[[Bristol]] | language= en |isbn=0-7503-0346-8|pages=127, 143}}</ref>

<ref name=Ball>
{{cite book|last=Ball|first=David W.|title=Basics of Spectroscopy|url=https://archive.org/details/basicsofspectros0000ball/page/24|date=2001|publisher=Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers|location=[[Беллингхем (Вашингтон)|Bellingham]], [[Вашингтон (штат)|Washington]] | language= en |isbn=0-8194-4104-X|pages=24, 28}}</ref>

<ref name=Barden1998>{{cite journal|last=Barden|first=S.C.|first2=J.A.|last2=Arns|first3=W.S.|last3=Colburn|title=Volume-phase holographic gratings and their potential for astronomical applications|journal=Proc. SPIE|language=en|date=July 1998|volume=3355|pages=866–876|doi=10.1117/12.316806|series=Optical Astronomical Instrumentation|editor1-last=d'Odorico|editor1-first=Sandro|url=http://www.noao.edu/ets/vpgratings/papers/spiepaper.pdf|bibcode=1998SPIE.3355..866B|access-date=2020-09-12|archive-date=2010-07-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20100728091443/http://www.noao.edu/ets/vpgratings/papers/spiepaper.pdf|url-status=dead}}</ref>

<ref name=Oke1983>{{cite journal|last1=Oke|first1=J. B.|last2=Gunn|first2=J. E.|title=Secondary standard stars for absolute spectrophotometry|journal=[[The Astrophysical Journal]] | language= en |date=1983|volume=266|page=713|doi=10.1086/160817|bibcode=1983ApJ...266..713O}}</ref>

<ref name=Opticks>{{cite book|last=Newton|first=Isaac|title=Opticks: Or, A Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colours of Light|date=1705|publisher=[[Royal Society]]|language=en|location=[[London]]|pages=13–19|url=http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k3362k}} {{Wayback|url=http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k3362k |date=20210224021530 }} {{Cite web |url=http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k3362k |title=Источник |access-date=2020-09-12 |archive-date=2021-02-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210224021530/http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k3362k |deadlink=unfit }}</ref>

<ref name=McCready>{{cite journal |last=Pawsey|first=Joseph |last2=Payne-Scott|first2=Ruby |last3=McCready|first3=Lindsay |date=1946|journal=[[Nature]] | language=en |title=Radio-Frequency Energy from the Sun|volume=157|pages=158–159|doi=10.1038/157158a0|issue=3980|bibcode = 1946Natur.157..158P }}</ref>

<ref name=Vonberg>{{cite journal|last=Ryle|first=M. |last2=Vonberg|first2=D. D. |date=1946|title=Solar Radiation on 175 Mc./s|journal=[[Nature]] | language=en |doi=10.1038/158339b0|volume=158|pages=339–340|issue=4010|bibcode=1946Natur.158..339R }}</ref>

<ref name="Robertson">{{Cite book
  | last = Robertson
  | first = Peter
  | title = Beyond southern skies: radio astronomy and the Parkes telescope
  | publisher = [[University of Cambridge]]
  | language = en
  | date = 1992
  | pages = 42, 43
  | url = https://books.google.com/books?id=QgQ-SFKIMdoC&pg=PA42
  | isbn = 0-521-41408-3
  }} {{Cite web |url=https://books.google.com/books?id=QgQ-SFKIMdoC&pg=PA42 |title=Источник |access-date=2020-09-12 |archive-date=2020-07-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200724182002/https://books.google.com/books?id=QgQ-SFKIMdoC&pg=PA42 |deadlink=unfit }}</ref>

<ref name=Howard>{{cite web |url=http://www.nrao.edu/library/Memos/Misc/Howard_Chronological_History_0674.pdf |archive-url=https://wayback.archive-it.org/all/20120714053420/http://www.nrao.edu/library/Memos/Misc/Howard_Chronological_History_0674.pdf |lang=en |archive-date=2012-07-14 |title=A Chronological History of Radio Astronomy |accessdate=2013-12-02 |author=W. E. Howard }}</ref>

<ref name=RadioTelescopes>{{cite web|url=http://www.nrao.edu/index.php/learn/radioastronomy/radiotelescopes |title=How Radio Telescopes Work |accessdate=2013-12-02 |lang=en |archiveurl=https://web.archive.org/web/20131203010554/http://www.nrao.edu/index.php/learn/radioastronomy/radiotelescopes |archivedate=2013-12-03 }}</ref>

<ref name= Cosmos>{{cite web|title=Cool Cosmos - Infrared Astronomy|url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/ir_tutorial/irwindows.html|publisher=[[California Institute of Technology]]|lang=en|accessdate=2013-10-23|archive-date=2018-10-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20181011101051/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/ir_tutorial/irwindows.html|deadlink=yes}}</ref>

<ref name=Nobel1974>{{cite web|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1974/press.html|title=Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics|lang=en|accessdate=2013-12-02|archive-date=2018-08-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20180811065838/https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1974/press.html|deadlink=no}}</ref>

<ref name=Jansky>{{cite web|last=Ghigo|first=F|title=Karl Jansky|url=http://www.nrao.edu/whatisra/hist_jansky.shtml|work=[[Национальная радиоастрономическая обсерватория (США)|National Radio Astronomy Observatory]]|publisher=Associated Universities, Inc.|lang=en|accessdate=2013-10-24|archive-date=2006-08-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20060831105945/http://www.nrao.edu/whatisra/hist_jansky.shtml|deadlink=no}}</ref>

<ref name=Jenkins>
{{cite book|last=Jenkins|first=Francis A.|title=Fundamentals of Optics|url=https://archive.org/details/fundamentalsofop0004jenk|url-access=registration|date=1957|publisher=McGraw-Hill|location=[[New York]] | language= en |isbn=0-07-085346-0|pages=[https://archive.org/details/fundamentalsofop0004jenk/page/430 430–437]|edition=4th|author2=Harvey E. White}}</ref>

<ref name=Morison>{{cite book|last=Morison|first=Ian|title=Introduction to Astronomy and Cosmology|date=2008|publisher=Wiley-Blackwell|language=en|isbn=978-0-470-03333-3|page=61|url=http://astro.ustc.edu.cn/ycb/doc/Introduction_to_Astronomy_and_Cosmology.pdf|archiveurl=https://web.archive.org/web/20131029202626/http://astro.ustc.edu.cn/ycb/doc/Introduction_to_Astronomy_and_Cosmology.pdf|archivedate=2013-10-29}} {{Wayback|url=http://astro.ustc.edu.cn/ycb/doc/Introduction_to_Astronomy_and_Cosmology.pdf |date=20131029202626 }} {{Cite web |url=http://astro.ustc.edu.cn/ycb/doc/Introduction_to_Astronomy_and_Cosmology.pdf |title=Источник |access-date=2020-09-12 |archive-date=2013-10-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131029202626/http://astro.ustc.edu.cn/ycb/doc/Introduction_to_Astronomy_and_Cosmology.pdf |deadlink=yes }}</ref>

<ref name=Gregory>{{cite book|author=Gregory, Stephen A.|author2=Michael Zeilik|title=Introductory astronomy & astrophysics|url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil|date=[[1998]] | language=en |publisher={{Нп3|Saunders College Publishing|Saunders College Publ.|en| Saunders (imprint)}} |location=Fort Worth [u.a.]|isbn=0-03-006228-4|page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/322 322]|edition=4.}}</ref>

<ref name=PopIII>{{cite journal|last=Pan|first=Liubin|author2=Scannapieco, Evan|author3= Scalo, Jon|journal=[[The Astrophysical Journal]] | language=en |date=2013-10-01|volume=775|issue=2|page=111|doi=10.1088/0004-637X/775/2/111|arxiv = 1306.4663 |bibcode = 2013ApJ...775..111P |title=Modeling the Pollution of Pristine Gas in the Early Universe}}</ref>

<ref name=Kirchhoff>{{cite journal |url=https://books.google.com/books?id=RVYEAAAAYAAJ&pg=PA1&lpg=PA1 |journal=The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science |language=en |publisher=Taylor & Francis |title=On the relation between the radiating and absorbing powers of different bodies for light and heat |author=G. Kirchhoff |volume=20 |issue=130 |date=July 1860 |access-date=2020-09-12 |archive-date=2020-10-19 |archive-url=https://web.archive.org/web/20201019173135/https://books.google.com/books?id=RVYEAAAAYAAJ&pg=PA1&lpg=PA1 |url-status=live }}</ref>

<ref name=Pradhan>
{{cite book|last=Nahar|first=Anil K. Pradhan, Sultana N.|title=Atomic astrophysics and spectroscopy|url=https://archive.org/details/atomicastrophysi00akpr|date=2010|publisher=[[Cambridge University Press]] | language= en |location=Cambridge|isbn=978-0-521-82536-8|pages=[https://archive.org/details/atomicastrophysi00akpr/page/n20 7],221}}</ref>

<ref name=Massoud>
{{cite book |chapter-url=https://books.google.com/books?id=9KIp_fmC9A0C&pg=PA568 |page=568 |author=Mahmoud Massoud |title=Engineering thermofluids: thermodynamics, fluid mechanics, and heat transfer |chapter=§2.1 Blackbody radiation| language= en |isbn=3-540-22292-8 |publisher=[[Springer]] |date=2005}}
</ref>

<ref name="wavelength">{{cite web |last= |first= |title=Wien wavelength displacement law constant |url=https://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?bwien |publisher=[https://www.nist.gov/pml/fundamental-physical-constants Physical Measurement Laboratory] |lang=en |accessdate= |archive-date=2016-11-16 |archive-url=https://web.archive.org/web/20161116001733/http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?bwien |deadlink=no }}</ref>

<ref name=Australia>
{{cite web|title=Luminosity of Stars |publisher={{Нп3| Australia Telescope National Facility | Australia Telescope National Facility | en| Australia Telescope National Facility}} |lang=en |url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html |date=2004-07-12 |accessdate=2012-07-02 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html |archivedate=2014-08-09 }}</ref>

<ref name="StefanBoltzmannConst">{{cite web |last= |first= |title=Stefan-Boltzmann constant |url=https://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?sigma |publisher=[https://www.nist.gov/pml/fundamental-physical-constants Physical Measurement Laboratory] |lang=en |accessdate= |archive-date=2020-07-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200729100433/https://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?sigma |deadlink=no }}</ref>

<ref name=Zwicky>
{{cite journal|last=Zwicky|first=F.|title=On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1937-10_86_3/page/217|journal=[[The Astrophysical Journal]] | language=en |date=October 1937|volume=86|pages=217|doi=10.1086/143864|bibcode = 1937ApJ....86..217Z }}</ref>

<ref name=Romanowsky>
{{cite journal
|last=Romanowsky |first=Aaron J.
|last2=Douglas |first2=Nigel G.
|last3=Arnaboldi |first3=Magda
|last4=Kuijken |first4=Konrad
|last5=Merrifield |first5=Michael R.
|last6=Napolitano |first6=Nicola R.
|last7=Capaccioli |first7=Massimo
|last8=Freeman |first8=Kenneth C.
|title=A Dearth of Dark Matter in Ordinary Elliptical Galaxies|url=https://archive.org/details/sim_science_2003-09-19_301_5640/page/1696 |journal=[[Science]] | language=en |date=2003-09-19|volume=301|issue=5640|pages=1696–1698|doi=10.1126/science.1087441|pmid=12947033|arxiv = astro-ph/0308518 |bibcode = 2003Sci...301.1696R }}</ref>

<ref name=Matthews>{{cite journal|last=Matthews|first=Thomas A.|author2=Sandage, Allan R.|title=Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects|journal=[[The Astrophysical Journal]]|language=en|date=July 1963|volume=138|pages=30|doi=10.1086/147615|bibcode=1963ApJ...138...30M|url=http://www.dtic.mil/get-tr-doc/pdf?AD=AD0404060|access-date=2020-09-12|archive-date=2017-09-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20170926182841/http://www.dtic.mil/get-tr-doc/pdf?AD=AD0404060|url-status=dead}}</ref>

<ref name=Wallace>
{{cite book|last=Wallace|first=P.R.|title=Physics : imagination and reality|url=https://archive.org/details/physicsimaginati0000wall|date=1991|publisher=[[World Scientific]]|location=[[Singapore]] | language= en |isbn=997150930X|pages=[https://archive.org/details/physicsimaginati0000wall/page/235 235]–246}}</ref>

<ref name=Chiu>
{{cite journal|last=Chiu|first=Hong-Yee|journal=[[Physics Today]] | language=en |date=1964|volume=17|issue=5|pages=21–34|doi=10.1063/1.3051610|bibcode = 1964PhT....17e..21C |title=Gravitational collapse}}</ref>

<ref name=Rubin>
{{cite journal|last=Rubin|first=Vera C.|author2=Graham, J. A.|author3= Kenney, Jeffrey D. P.|title=Cospatial counterrotating stellar disks in the Virgo E7/S0 galaxy NGC 4550|journal=[[The Astrophysical Journal]] | language=en |date=July 1992|volume=394|pages=L9|doi=10.1086/186460|bibcode = 1992ApJ...394L...9R }}</ref>

<ref name=Kudritzki>
{{cite journal|last=Kudritzki|first=R.-P.|title=Dissecting galaxies with quantitative spectroscopy of the brightest stars in the Universe|journal=[[Astronomische Nachrichten]] | language=en |date=May 2010|volume=331|issue=5|pages=459–473|doi=10.1002/asna.200911342|arxiv = 1002.5039 |bibcode = 2010AN....331..459K }}</ref>

<ref name=KitchinGas>
{{cite book|last=Kitchin|first=C.R.|title=Stars, nebulae, and the interstellar medium : observational physics and astrophysics|url=https://archive.org/details/starsnebulaeinte0000kitc|date=1987|publisher=A. Hilger|location=[[Bristol]] | language= en |pages=[https://archive.org/details/starsnebulaeinte0000kitc/page/265 265]–277|isbn=0-85274-580-X}}</ref>

<ref name=Huggins>
{{cite book|last=Huggins|first=Sir William|title=The Scientific Papers of Sir William Huggins|date=1899|publisher=William Wesley and Son| language= en |location=London|pages=114–115}}</ref>

<ref name=Tennyson>
{{cite book|last=Tennyson|first=Jonathan|title=Astronomical spectroscopy : an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra|url=https://archive.org/details/astronomicalspec00tenn_242|date=2005|publisher=Imperial College Press|location=[[London]] | language= en |isbn=1-86094-513-9|pages=[https://archive.org/details/astronomicalspec00tenn_242/page/n56 46]–47, 99–100|edition=[Online-Ausg.].}}</ref>

<ref name=Hirsh>
{{cite journal|last=Hirsh|first=Richard F|title=The Riddle of the Gaseous Nebulae|journal=[[Isis]] | language=en |date=June 1979|volume=70|pages=162–212|jstor=230787|bibcode=1979Isis...70..197H|doi=10.1086/352195|issue=2}}</ref>

<ref name=Bowen>
{{cite journal|last=Bowen|first=I. S.|title=The Origin of the Nebulium Spectrum|url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1927-10-01_120_3022/page/473|journal=[[Nature]] | language=en |date=1927-10-01|volume=120|issue=3022|pages=473|doi=10.1038/120473a0|bibcode = 1927Natur.120..473B }}</ref>

<ref name=Acetone>
{{cite journal|last=Johansson|first=LE|author2=Andersson, C|author3=Ellder, J|author4=Friberg, P|author5=Hjalmarson, A|author6=Hoglund, B|author7=Irvine, WM|author8=Olofsson, H|author9= Rydbeck, G|title=Spectral scan of Orion A and IRC+10216 from 72 to 91 GHz|journal=[[Astronomy and Astrophysics]] | language=en |date=1984|volume=130|pages=227–56|pmid=11541988|bibcode=1984A&A...130..227J}}</ref>

<ref name=Efremov>
{{cite journal|last=Efremov|first=Yu. N.|title=On the spiral structure of the Milky Way Galaxy|journal=[[Astronomy Reports]] | language=en |date=2011-02-22|volume=55|issue=2|pages=108–122|doi=10.1134/S1063772911020016|arxiv = 1011.4576 |bibcode = 2011ARep...55..108E }}</ref>

<ref name=Shu>
{{cite book|last=Shu|first=Frank H.|title=The physical universe : an introduction to astronomy|date=1982|publisher=Univ. Science Books|location=[[Сосалито|Sausalito]], [[Калифорния|Calif.]] | language= en |isbn=0-935702-05-09|pages=[https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/232 232–234]|edition=12. [Dr.].|url-access=registration|url=https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/232}}</ref>

<ref name=GoddardISM>{{cite web|last=Hudson |first=Reggie L. |title=The Interstellar Medium |url=http://wind.gsfc.nasa.gov/mfi/lepedu/terms/ism.htm |publisher=Goddard Space Flight Center Astrochemistry Laboratory|lang=en |accessdate=2013-11-19 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130713115423/http://wind.gsfc.nasa.gov/mfi/lepedu/terms/ism.htm |archivedate=2013-07-13 }}</ref>

<ref name=Buckyball>{{cite journal|last=Cami|first=J.|author2=Bernard-Salas, J.|author3= Peeters, E.|author4= Malek, S. E.|title=Detection of C60 and C70 in a Young Planetary Nebula|journal=[[Science]] | language=en |date=2010-07-22|volume=329|issue=5996|pages=1180–1182|doi=10.1126/science.1192035|pmid=20651118|bibcode = 2010Sci...329.1180C |url=https://semanticscholar.org/paper/c14ba4455e17f5045539de4a2d78bcf19825ce38}}</ref>

<ref name=DustChemistry>
{{cite book|last=Millar|first=TJ|title=Dust and chemistry in astronomy|date=1993|publisher=Inst. of Physics|location=[[Bristol]] [u.a.] | language= en |isbn=0-7503-0271-2|page=116|author2=DA Williams}}</ref>

<ref name=Hubble>{{cite news|title=Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen|url=http://www.spacetelescope.org/news/heic1201/|accessdate=2012-01-13|newspaper=ESA/Hubble Press Release|archivedate=2018-06-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180612140011/http://www.spacetelescope.org/news/heic1201/}}</ref>

<ref name=HubbleLaw>{{cite web|last=Haynes|first=Martha|title=Hubble's Law|url=http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/hubbles_law.htm|publisher=[[Cornell University]]|lang=en|accessdate=2013-11-26|archive-date=2018-06-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20180614031402/http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/hubbles_law.htm|deadlink=no}}</ref>

<ref name=redshift>{{cite web|last=Huchra|first=John|title=Extragalactic Redshifts|url=http://ned.ipac.caltech.edu/help/zdef.html|publisher=[[California Institute of Technology]]|lang=en|accessdate=2013-11-26|archive-date=2013-12-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20131222052715/http://ned.ipac.caltech.edu/help/zdef.html|deadlink=no}}</ref>

<ref name=Ellis>
{{cite journal|author=Ellis, Richard S.|title=The Abundance of Star-Forming Galaxies in the Redshift Range 8.5-12: New Results from the 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign|author2=McLure, Ross J.|author3=Dunlop, James S.|author4=Robertson, Brant E.|author5=Ono, Yoshiaki|author6=Schenker, Matthew A.|author7=Koekemoer, Anton|author8=Bowler, Rebecca A. A.|author9=Ouchi, Masami|author10=Rogers, Alexander B.|author11=Curtis-Lake, Emma|author12=Schneider, Evan|author13=Charlot, Stephane|author14=Stark, Daniel P.|author15=Furlanetto, Steven R.|author16=Cirasuolo, Michele|journal=[[The Astrophysical Journal]] | language=en |date=2013-01-20|volume=763|issue=1|pages=L7|doi=10.1088/2041-8205/763/1/L7|arxiv = 1211.6804 |bibcode = 2013ApJ...763L...7E }}</ref>

<ref name=BinaryStars>{{cite web|title=Types of Binary Stars|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/binary_types.html|work=Australia Telescope Outreach and Education|lang=en|publisher=Australia Telescope National Facility|accessdate=2013-11-26|archive-date=2013-12-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20131208115507/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/binary_types.html|deadlink=yes}}</ref>

<ref name=EllisRef>{{cite web|title=Hubble census finds galaxies at redshifts 9 to 12|url=http://www.spacetelescope.org/news/heic1219/|publisher=[[NASA]]/[[ESA]]|lang=en|accessdate=2013-11-26|archive-date=2018-04-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20180405025421/http://www.spacetelescope.org/news/heic1219/|deadlink=no}}</ref>

<ref name=Bus>
{{cite journal|last=Bus|first=S|title=Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy|journal=[[Icarus]] | language=en |date=July 2002|volume=158|issue=1|pages=146–177|doi=10.1006/icar.2002.6856|bibcode = 2002Icar..158..146B |url=https://semanticscholar.org/paper/7332ce5163551b5ad96203e710f02ede89a832d9}}</ref>

<ref name=PlanckHubble>{{cite web|date=2013-03-21|title=Planck reveals an almost perfect universe|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe|publisher=[[European Space Agency|ESA]]|lang=en|accessdate=2013-11-26|archive-date=2013-12-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20131206222557/http://www.esa.int/Our%5FActivities/Space%5FScience/Planck/Planck%5Freveals%5Fan%5Falmost%5Fperfect%5FUniverse|deadlink=no}}</ref>

<ref name=Chapman>
{{cite journal|last=Chapman|first=Clark R.|author2=Morrison, David|author3= Zellner, Ben|title=Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry|journal=[[Icarus]] | language=en |date=May 1975|volume=25|issue=1|pages=104–130|doi=10.1016/0019-1035(75)90191-8|bibcode = 1975Icar...25..104C }}</ref>

<ref name=PeculiarMotion>{{cite web|title=Peculiar Velocity|url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/P/Peculiar+Velocity|publisher=Swinburne University of Technology|lang=en|accessdate=2013-11-26|archive-date=2019-04-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20190404031343/http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/P/Peculiar+Velocity|deadlink=no}}</ref>

<ref name=CIOC>{{cite web|last=Knight|first=Matthew|title=Why does ISON look green?|url=http://www.isoncampaign.org/why-does-ison-look-green|publisher=Comet ISON Observing Campaign|lang=en |accessdate=2013-11-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20131203044711/http://www.isoncampaign.org/why-does-ison-look-green|archive-date=2013-12-03 }}</ref>

<ref name=VirgoCluster>
{{cite journal|last=Yasuda|first=Naoki|author2=Fukugita, Masataka|author3= Okamura, Sadanori|title=Study of the Virgo Cluster Using the B‐Band Tully‐Fisher Relation|journal=[[The Astrophysical Journal]] Supplement Series| language=en |date=February 1997|volume=108|issue=2|pages=417–448|doi=10.1086/312960|bibcode = 1997ApJS..108..417Y }}</ref>

<ref name=GrayCorbally>
{{cite book|last=Gray|first=Richard O.|title=Stellar spectral classification|date=2009| language= en |publisher=Princeton University Press|location=Princeton, N.J.|isbn=978-0-691-12510-7|pages=507–513|author2=Christopher J. Corbally}}</ref>

<ref name=GoodyYung>
{{cite book|last=Goody|first=Richard M.|author2=Yung, Yuk Ling|title=Atmospheric Radiation: Theoretical Basis|url=https://archive.org/details/atmosphericradia0000good_2nded|date=1989|publisher=[[Oxford University Press]] | language= en |location=[[New York]], New York, [[USA]]|isbn=0-19-505134-3}}</ref>

<ref name=Tessenyi>
{{cite journal|last=Tessenyi|first=M.|author2=Tinetti, G.|author3= Savini, G.|author4= Pascale, E.|title=Molecular detectability in exoplanetary emission spectra|journal=[[Icarus]] | language=en |date=November 2013|volume=226|issue=2|pages=1654–1672|doi=10.1016/j.icarus.2013.08.022|arxiv = 1308.4986 |bibcode = 2013Icar..226.1654T }}</ref>

<ref name="ARXIV-20140508">{{cite web |last= Sekanina |first= Zdenek |title= Disintegration of Comet C/2012 S1 (ISON) Shortly Before Perihelion: Evidence From Independent Data Sets |url= https://arxiv.org/abs/1404.5968v6 |publisher= [[arXiv]] |lang= en |accessdate= 2015-06-03 |archive-date= 2021-03-08 |archive-url= https://web.archive.org/web/20210308034411/https://arxiv.org/abs/1404.5968v6 |deadlink= no }}</ref>

<ref name=Lisse>{{cite journal|author=Lisse, C. M.|author2=Dennerl, K.|author3=Englhauser, J.|author4=Harden, M.|author5=Marshall, F. E.|author6=Mumma, M. J.|author7=Petre, R.|author8=Pye, J. P.|author9=Ricketts, M. J.|author10=Schmitt, J.|author11=Trumper, J.|author12=West, R. G.|title=Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2|journal=[[Science]]|language=en|date=1996-10-11|volume=274|issue=5285|pages=205–209|doi=10.1126/science.274.5285.205|bibcode=1996Sci...274..205L|url=https://zenodo.org/record/1231082|access-date=2020-09-12|archive-date=2021-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20211026084738/https://zenodo.org/record/1231082|url-status=live}}</ref>
}}
== Литература ==
* {{книга |автор= [[Собел, Дава|Дава Собел]]|заглавие =Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды|оригинал= Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars | место= М.|издательство=  Альпина нон-фикшн|год= 2024|страницы=408|isbn= 978-5-00139-698-7 |ref =  Собел}}
{{Внешние ссылки}}

{{Навигация}}

[[Категория:Спектроскопия]]
[[Категория:Астрономическая спектроскопия| ]]
[[Категория:Наблюдательная астрономия]]