miniatuur|De sterrenspectroscoop van het Lick Observatory in 1898. Ontworpen door James Keeler en vervaardigd door John Brashear. thumb|Spectra van de zon, sterren en andere objecten
Astronomische spectroscopie is het onderzoek in de astronomie dat gebruik maakt van de techniek spectroscopie. Dit zijn metingen aan het elektromagnetisch spectrum van elektromagnetische straling, inclusief zichtbaar licht. In de astronomische spectrografie wordt de stralingsenergie die ontstaat uit sterren en andere hemelobjecten gemeten en onderzocht. Zo'n spectrale analyse kan vele eigenschappen van sterren blootleggen, zoals hun chemische opmaak, temperatuur, dichtheid, massa, afstand, lichtkracht en relatieve snelheid aan de hand van het dopplereffect. Spectroscopie wordt ook gebruikt om gegevens te verzamelen van andere hemelobjecten zoals planeten, nevels en gaswolken, sterrenstelsels en actieve sterrenstelsels.
Achtergrond miniatuur|De mate waarin elektromagnetische straling door de atmosfeer van de Aarde kan doordringen.
Astronomische spectrografie wordt gebruikt om straling te meten op alle golflengten van radiostraling tot röntgenstraling of zelfs gammastraling. Er zijn verschillende methodes beschikbaar om aparte gedeeltes van het spectrum te meten. Ozon (O3) en het zuurstofmolecuul (O2) absorberen elektromagnetische straling met een golflengte korter dan 380 nanometer, waardoor het opvangen van röntgenstraling en ultraviolet licht alleen kan via een ballon, luchtvaartuig of een satelliet. Radiostraling heeft een veel langere golflengte dan zichtbaar licht, en behoeft slechts een radiotelescoop voor de detectie. Infrarood straling wordt door het water en de koolstofdioxide in de atmosfeer geabsorbeerd, dus hoewel het instrumentarium gebruikt voor deze detectie grotendeels overeenkomt met de apparatuur voor zichtbaar licht, zijn we toch afhankelijk van satellieten om ze uit het heelal op te kunnen vangen.
Optische spectrografie miniatuur|Het invallende licht reflecteert in dezelfde hoek (zwarte lijnen), maar een klein gedeelte van het licht wordt als gekleurd licht gereflecteerd. Wetenschappers zijn al bezig met het licht te bestuderen vanaf het moment dat Isaac Newton een eenvoudig prisma tegen het zonlicht hield. In het begin van de 19e eeuw heeft de glasmaker Joseph von Fraunhofer zijn vaardigheden gebruikt om uiterst precieze prisma's te produceren, welke hem in staat stelde om de Fraunhoferlijnen te ontdekken. Niet lang daarna combineerde hij het prisma en de telescoop om de spectra van Venus, de Maan, Mars, en een aantal sterren, waaronder Betelgeuze te bestuderen; zijn bedrijf bleef hoog kwalitatieve refractortelescopen fabriceren en verkopen gebaseerd op zijn ontwerp totdat het sloot in 1884.
In een spectrograaf wordt licht na dispersie opgevangen door een detector. Vroeger werden hiervoor fotografische platen gebruikt, tot de uitvinding van elektronische detectoren, tegenwoordig gebruikt men veelal een CCD.
Sterren en hun eigenschappen
Chemische eigenschappen miniatuur|Continu spectrum miniatuur|Emissielijnen miniatuur|Absorptielijnen
Newton gebruikte een prisma om wit licht in een spectrum in kleuren te splitsen, met de verbeterde prisma's van Fraunhofer konden wetenschappers donkere lijnen in kleurspectra ontdekken. In de jaren vijftig van de 19e eeuw beschreven Gustav Kirchhoff en Robert Bunsen dit fenomeen van donkere lijnen. Een verhit vast object zendt licht uit met een continu spectrum, hete gassen zenden licht uit met specifieke golflengten, hete vaste objecten die omgeven zijn door koelere gassen vertonen een bijna continu spectrum met donkere lijnen die overeenkomen met het emissiespectrum van die gassen. Door deze absorptielijnen van de zon met de emissielijnen van bekende gassen te vergelijken, kan de chemische opmaak van de zon en van sterren worden bepaald.
De meest gebruikte Fraunhoferlijnen, en het geassocieerde element, staan in de onderstaande tabel. De eerste Balmerlijnen staan tussen haakjes.
Duiding Element Golflengte (nm) y O2 898,765 Z O2 822,696 A O2 759,370 B O2 686,719 C (Hα) H 656,281 a O2 627,661 D1 Na 589,592 D2 Na 588,995 D3 or d He 587,5618 e Hg 546,073 E2 Fe 527,039 b1 Mg 518,362 b2 Mg 517,270 b3 Fe 516,891 b4 Mg 516,733 Duiding Element Golflengte (nm) c Fe 495,761 F (Hβ) H 486,134 d Fe 466,814 e Fe 438,355 G' (Hγ) H 434,047 G Fe 430,790 G Ca 430,774 h (Hδ) H 410,175 H Ca+ 396,847 K Ca+ 393,368 L Fe 382,044 N Fe 358,121 P Ti+ 336,112 T Fe 302,108 t Ni 299,444
Niet alle elementen van de zon konden direct geïdentificeerd worden. Twee voorbeelden worden hieronder beschreven: In 1868 ontdekten Norman Lockyer en Pierre Janssen onafhankelijk van elkaar een spectraallijn naast de dubbele natriumlijn (D1 en D2), wat Lockyer als een nieuw element beschouwde. Hij noemde het helium, pas in 1895 werd er ook helium op aarde ontdekt. In 1869 ontdekten de astronomen Charles Augustus Young en William Harkness onafhankelijk van elkaar een nieuwe groene emissielijn in de corona van de zon tijdens een eclips. Dit "nieuwe" element werd gedoopt tot "coronium", naar de vindplaats ervan. Pas in 1930 ontdekten Walter Grotrian en Bengt Edlén dat de spectraallijn met golflengte 530,3 nm veroorzaakt werd door extreem geïoniseerde ijzerionen (Fe13+). Andere opmerkelijke spectraallijnen worden ook veroorzaakt door hoog geladen ionen, zoals die van nikkel en calcium; deze ionisatietoestand is een resultaat van de extreem hoge temperatuur van de corona.
Tot op heden zijn er meer dan 20.000 absorptielijnen van de zon bekend tussen 293,5 en 877,0 nanometer, echter zijn slechts 75% van deze lijnen geïdentificeerd met absorptielijnen van elementen.
Door de breedte van elke spectraallijn in een emissiespectrum te analyseren kan men zowel de elementen identificeren als hun relatieve hoeveelheid bepalen. Met deze informatie over hun samenstelling maakt men onderscheid tussen sterren van populatie I, II en III; populatie I zijn de jongste sterren en hebben het hoogste gehalte metalen (zoals onze zon), populatie II hebben deze een stuk minder, en de theoretische populatie III sterren zouden een uiterst laag gehalte hebben.
Grootte en temperatuur miniatuur|Zwarte straler waarden voor verschillende temperaturen.
In 1860 opperde Gustav Kirchhoff het idee van een zwarte straler of zwart lichaam, een materiaal dat elektromagnetische straling op alle golflengten uitzend. In 1894 formuleerde Wilhelm Wien een constante die de relatie van de temperatuur (T) met de golflengte van de emissiepiek aantoont (λmax): . Hierin is b een evenredigheid, de constante van Wien, gelijk aan . Deze vergelijking heet de verschuivingswet van Wien. Door de golflengte te bepalen van de piek in het emissiespectrum kan de oppervlaktetemperatuur van een ster bepaald worden. Als bijvoorbeeld de emissiepiek op 502 nanometer wordt bepaald, is de bijbehorende temperatuur 5778 kelvin.
De lichtkracht van een ster is het totaal van vermogen aan uitgezonden elektromagnetische straling per tijdseenheid. De lichtkracht wordt uitgedrukt in watt of in eenheden van de lichtkracht van de zon (L☉). Lichtkracht (L) kan een relatie tot de temperatuur hebben volgens de formule: waarbij R de straal van de ster is en σ is de constante van Stefan-Boltzmann, dus: . Hiermee kan de straal van een ster worden berekend wanneer de lichtkracht en temperatuur bekend zijn.
Sterrenstelsels thumb|Het spectrum van een sterrenstelsel met de identificatie van spectraallijnen De spectra van sterrenstelsels lijken op die van sterren, omdat ze bestaan uit het licht van miljarden sterren.
Onderzoek naar het dopplereffect in de spectra van clusters door Fritz Zwicky in 1937 toonde aan dat de meeste sterrenstelsels onderling veel sneller bewogen dan wat voor mogelijk werd gehouden met inachtneming van wat men wist van de massa van deze stelsels. Zwicky hypothetiseerde dat er een grote hoeveelheid onzichtbare materie in clusters van sterrenstelsels moet zitten, wat bekend werd onder de naam donkere materie. Sinds deze ontdekking hebben astronomen bepaald dat een groot gedeelte van sterrenstelsels (en ook het heelal) moet bestaan uit deze donkere materie. In 2003 is echter aangetoond dat 4 sterrenstelsels, namelijk Messier 105, NGC 4697, NGC 4494 en NGC 821, zeer weinig of helemaal geen donkere materie bevatten, gelet op de beweging van hun sterren. Hoe dit mogelijk is, is een mysterie.
In de jaren vijftig van de 20e eeuw werden sterke radiobronnen uit het heelal gevonden die correspondeerden met de positie van zeer vage, erg rode objecten. Toen het eerste emissiespectrum van deze objecten werd onderzocht, vond men absorptielijnen waar die niet verwacht werden. Men kwam als snel tot de conclusie dat de observaties normale spectra van sterrenstelsels waren, maar met een grote roodverschuiving. Deze werden "quasi-stellar radio sources" genoemd, kortweg quasar, door Hong-Yee Chiu in 1964. Men gaat er tegenwoordig van uit dat het hier gaat om sterrenstelsels die in het vroege universum gevormd zijn, met supermassieve zwarte gaten in de kern die een extreme hoeveelheid energie uitstralen. Heldere sterren kunnen handig zijn bij de afstandsbepaling naar zo'n stelsel en kunnen zelfs een nauwkeurigere manier zijn dan bewegingsparallax en andere astronomische afstandsmetingen.
Interstellair medium Het interstellaire medium is de materie dat de ruimte inneemt in het heelal tussen stersystemen in sterrenstelsels. Hiervan bevindt 99% zich in gasvorm, plasmavorm, of als bose-einsteincondensaat (voor het gemak wordt deze toestand over het algemeen simpelweg als 'gas' aangeduid) – het bestaat uit waterstof, helium, en kleine hoeveelheden van andere geïoniseerde elementen zoals zuurstof. De overige 1% zijn stofdeeltjes, deze worden aangenomen hoofdzakelijk te bestaan uit grafiet, silicaat en ijs. Wolken van gas noemt men nevels en gaswolken.
Nevels en gaswolken Men onderscheidt drie typen nevels: absorptienevels, reflectienevels en emissienevels. Absorptienevels bestaan uit dusdanig grote hoeveelheden stof en gas dat ze het waarnemen van sterren achter hun gelegen bemoeilijken. Reflectienevels, zoals hun naam reeds doet vermoeden, reflecteren het licht van nabijgelegen sterren. Hun spectraallijnen komen overeen met die van de nabijgelegen sterren, alhoewel het licht blauwer is; korte golflengten verstrooien gemakkelijker dan langere, oftewel door de rayleighverstrooiing. Emissienevels zenden licht uit in specifieke golflengten afhankelijk van hun chemische opmaak.
Gasachtige emissienevels Niet alle emissienevels bevinden zich in de nabijheid van sterren waar ze worden opgewarmd en geïoniseerd. Het grootste gedeelte van deze nevels ontstaan uit neutraal waterstof. In de grondtoestand heeft waterstof twee mogelijke spintoestanden: het elektron heeft of hetzelfde, of een tegengestelde spin als het proton. Als een atoom overgaat van de ene naar de andere spintoestand, wordt een emissielijn uitgezonden bij een golflengte van 21 cm. Deze golflengte valt in het radiobereik en kan zeer nauwkeurig worden onderzocht. De snelheid van de nevel kan met het dopplereffect gemeten worden. De intensiteit van de 21 cm lijn geeft de dichtheid en de hoeveelheid atomen weer. De temperatuur kan berekend worden. Met deze informatiebronnen is de vorm van het Melkwegstelsel bepaald als een spiraalstelsel, hoewel de exacte hoeveelheid en positie van de spiraalarmen nog steeds verder wordt onderzocht.
Complexe moleculen