天体光谱学

天体光谱学是一门天文学研究，利用光谱学技术测量电磁辐射的光谱，包括从恒星和其他天体辐射的可见光、紫外线、X 射线、红外线和无线电波。 恒星光谱可以揭示恒星的许多特性，例如它们的化学成分、温度、密度、质量、距离和光度。 光谱学可以通过测量多普勒频移来显示朝向或远离观察者的运动速度。 光谱学还用于研究许多其他类型天体的物理特性，例如行星、星云、星系和活动星系核。

天体光谱学用于测量电磁波谱中的三个主要辐射波段：可见光、无线电波和 X 射线。 虽然所有光谱学都着眼于光谱的特定波段，但根据频率需要使用不同的方法来获取信号。 臭氧 (O3) 和分子氧 (O2) 吸收波长低于 300 nm 的光，这意味着 X 射线和紫外光谱需要使用卫星望远镜或安装在火箭上的探测器。 无线电信号的波长比光信号长得多，需要使用天线或无线电天线。 红外光会被大气中的水和二氧化碳吸收，因此虽然该设备类似于光谱学中使用的设备，但需要卫星记录大部分红外光谱。

自艾萨克·牛顿首次使用简单的棱镜观察光的折射特性以来，物理学家一直在研究太阳光谱。 在 1800 年代初期，约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫 (Joseph von Fraunhofer) 利用他作为玻璃制造商的技能创造了非常纯净的棱镜，这使他能够在看似连续的光谱中观察到 574 条暗线。 此后不久，他结合望远镜和棱镜观察了金星、月球、火星和参宿四等各种恒星的光谱； 他的公司继续根据他的原始设计制造和销售高质量的折射望远镜，直到 1884 年关闭。

棱镜的分辨率受其尺寸的限制； 更大的棱镜将提供更详细的光谱，但质量的增加使其不适合高度详细的工作。 随着 J.S. 开发高质量反射光栅，这个问题在 1900 年代初期得到了解决。 Plaskett 在加拿大渥太华自治领天文台。 入射到镜子上的光会以相同的角度反射，但是一小部分光会以不同的角度折射； 这取决于材料的折射率和光的波长。 通过创建一个利用大量平行镜的闪耀光栅，可以聚焦和可视化一小部分光。 这些新的分光镜比棱镜更精细，需要的光更少，并且可以通过倾斜光栅聚焦在光谱的特定区域。

闪耀光栅的限制是镜子的宽度，在失去焦点之前只能研磨有限的量； xxx值约为 1000 线/mm。 为了克服这个限制，开发了全息光栅。 体积相位全息光栅在玻璃表面上使用一层重铬酸盐明胶薄膜，随后将其暴露在干涉仪产生的波形中。 这种波型建立了类似于闪耀光栅的反射模式，但利用布拉格衍射，反射角取决于明胶中原子排列的过程。 全息光栅的线数可达 6000 线/毫米，集光效率可达闪耀光栅的两倍。 由于它们被密封在两片玻璃之间，全息光栅用途广泛，可能会持续数十年才需要更换。

由光谱仪中的光栅或棱镜散射的光可以由检测器记录。 从历史上看，在开发出电子探测器之前，照相底片被广泛用于记录光谱，而今天的光学光谱仪最常使用电荷耦合器件 (CCD)。 可以通过观察气体放电灯已知波长的发射线的光谱来校准光谱的波长标度。 光谱的通量标度可以作为波长的函数进行校准，方法是与对大气光吸收进行校正的标准恒星的观测结果进行比较； 这就是所谓的分光光度法。

射电天文学是 Karl Jansky 在 1930 年代初期在贝尔实验室工作时创立的。 他建造了一个无线电天线来查看跨大西洋无线电传输的潜在干扰源。 发现的噪声源之一不是来自地球，而是来自银河系中心的射手座。 1942 年，JS Hey 使用军用雷达接收器捕获了太阳的无线电频率。