天體光譜學
的恆星光譜儀。]] 天體光譜學是天文學使用光譜學技術測量包括可見光、電波等，來自恆星和其他天體的光譜等輻射。恆星光譜可以顯示恆星的許多性質，例如其化學成分、溫度、密度、質量、距離、亮度和使用都卜勒位移測量相對運動。許多其他類型天體，例如行星、星雲、星系和活躍星系核等的物理性質，也可以用光譜學來研究。 背景 用於天體光譜學測量的有三個主要的頻段：可見光、電波、和X射線。雖然所有的光譜學都著眼於光譜的特定區域，但根據不同的頻率，需要不同的方…
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共 18 篇文章
蓝移
在物理學领域，藍移（）是指电磁波由於某種原因導致波長變短、頻率升高的現象，在可見光波段，表现为光譜的譜線朝藍端移動了一段距離。相反地，电磁波的波長增加、頻率降低的現象被稱為紅移。 在光化学中，蓝移也非正式地指浅色效应。 例子 天文学中，除了多數星體的紅移現象，也有觀察到部分星體發生藍移現象，例如： 仙女座星系（因仙女座星系正在往銀河系接近中） 觀察螺旋星系時，旋臂朝向地球接近的一端會呈現藍移（參考塔利-费舍尔关系）。 临近太阳系的巴納德…
紅移
在物理學领域，紅移（Redshift）是指電磁輻射由於某种原因導致波长增加、頻率降低的现象，在可見光波段，表现为光谱的谱线朝紅端移動了一段距离。相反的，電磁輻射的波長变短、频率升高的现象则被稱為藍移。紅移最初是在人们熟悉的可见光波段发现的，随着对电磁波谱各个波段的了解逐步加深，任何电磁辐射的波長增加都可以称为紅移。对於波长较短的γ射線、X-射線和紫外線等波段，波长变长确实是波谱向红光移动，“红移”的命名并无问题；而对於波长较长的紅外線、…
雙電離氧
以綠色顯示。]] 雙電離氧 (也稱為[O III]) 是電離O2+的一條禁線，它值得注意的是以500.7奈米的綠色譜線為主，並輔以495.9的第二條譜線。濃縮了的[O III]只曾在瀰漫和行星狀星雲中發現過。因此，窄頻的濾波器被用來分離501nm和496nm波長的光，對觀察這些天體是很有用的，可以用來篩選和在黑暗的背景中，當[O III]的頻率不是很明顯的時候，可以獲得更高的對比 (可能也可以減經大氣層的光汙染)。 這些發射線是1860…
萊曼α森林
萊曼α森林（Lyman-alpha forest）是天體光譜學中，遙遠的星系和類星體的光在穿越中性氫後產生的所有萊曼α線吸收線的總和。 這些吸收線來自星系或類星體的光在旅途中穿越的星系際氣體。因為這些光的吸收和發射遵守量子力學，只有特殊能量的光子會被吸收，這將導致個別的吸收線。森林被創建的這一事實證明，來自遙遠光源的光子依據我們和光源之間的距離，呈現哈伯紅移。 由於介於地球和遠距離光源之間的中性氫雲在不同的位置會吸收不同波長的光子(因為…
無縫分光
無縫分光（）光譜法是在沒有小狹縫的情况下完成的，只允許來自小區域的光被繞射。它在光源稀少的領域中效果最好，因為它將每個點源分散到其頻譜中，而擁擠的領域可能會過於混亂，對某些應用程序沒有用處。它還面臨著一個問題，即對於擴展源，附近的發射線會重疊。該技術是快照高光譜成像的基本形式。無縫分光用於天文調查和時間演化很重要的領域，例如太陽物理學。這兩種類型的應用都受益於無縫攝譜儀的高速操作：傳統攝譜儀需要多次曝光，掃描目標上的狹縫，以獲取完整的影…
多普勒参数
多普勒参数（），或多普勒致宽参数（）是天体物理中常用来标示天体谱线宽度的物理量，通常用字母b表示。其定义为 : b = \sqrt{2} \sigma, 其中\sigma是一维速度弥散。通过这一参数，产生该谱线的粒子的高斯速度分布可被表示为 : p = \frac{1}{\sqrt{2\pi}}\frac{1}{\sigma}e^{-(v-v_0)^2/2\sigma^2} = \frac{1}{\sqrt{\pi}}\frac{1}{…
都卜勒光譜學
）環繞較大物體（如恆星）會使恆星速度和位置產生變化，而兩者都環繞質心（紅色十字）。]] 都卜勒光譜學（），即利用徑向速度量測以光谱学方式搜尋太陽系外行星。該法是以觀測恆星光譜中譜線的都卜勒效應以尋找是否有行星環繞。 因為距離的關係，從地球上所見的系外行星光度極弱，難以直接觀察，雖然在2004和2005年已有直接觀察到太陽系外行星的聲明。因此必須以間接方式觀測太陽系外行星，因為其母星所受到影響更容易觀察。目前成功的方式包含都卜勒光譜、天體…
莱曼α团块
萊曼α团块（）是天文學上一種釋放出萊曼α線的巨大濃密氣團。萊曼α团块是宇宙中最大的天體之一，有些這樣的氣體結構在太空中延伸了400,000光年。因為自然的萊曼α發射線是紫外線，而且地球大氣層可非常有效率過濾紫外線，萊曼α線的光子必須位於高紅移的宇宙，被紅移過才能通過大氣層而被被觀測。 大部分的萊曼α团块都是在2000年被Steidel等人發現的，松田有一等人使用日本國家天文台的昴星團望遠鏡長期搜尋萊曼α团块，並且在Steidel等人原來…
小行星光譜類型
小行星光譜類型是根據小行星光譜的發射光譜、顏色，有時還參考反照率分辨其類型。這些類型被認為對應於小行星的表面組成。對於沒有內部分異的小天體，其表面和內部成分可能是相似的，而如穀神星和灶神星等大型天體已知具有內部結構。多年來，進行了一些調查，產生了幾套不同的分類系統，例如托倫，SMASS和巴斯–德梅奧（Bus–DeMeo）等分類。現時存在許多分類方案 }} 外部連結 [http://smass.mit.edu/busdemeoclass.…
高精度徑向速度行星搜索器
圓頂，右上圖是望遠鏡本體。下圖則是在實驗室測試中的 HARPS。該真空室已打開，所以可見到內部一些精密儀器。]] 高精度徑向速度行星搜索器（或譯高精度視向速度行星搜索器；英文：High Accuracy Radial velocity Planet Searcher，縮寫：HARPS）是一個高精確度的階梯光柵攝譜儀，於2002年裝置在智利拉西拉天文台的ESO 3.6米望遠鏡。於2003年2月開光。這是以儀器ELODIE攝譜儀和CORAL…
禁制機制
禁制機制（禁線或禁制躍遷）是光譜學在與原子核、原子或分子的吸收與發射相關譜線中，經歷特定选律不被允許，但如果未進行與該相關聯近似值的情況下，則被允許產生的譜線。例如這樣的情況，根據通常的近似值（像是與光交互作用的電偶極近似值），該過程不可能發生，但在高階的逼近狀態下（像是磁偶極或電四極子）這種過程是允許的，但速率要低得多。 在黑暗中發出磷光的材料就是一個例子：吸收光並形成激發狀態，但它的衰變涉及自旋翻轉，因此在電偶極的躍遷是被禁制的。結…
H-α
H-α，在天文學和物理學上是氫的一條具體可見的紅色發射譜線，波長為6562.8 Å。依據原子的波耳模型，電子是存在於量子化能階的軌道上繞著原子的原子核。這些能階以主量子數 n = 1、2、3、... .來描述，電子只能存在於這些狀態中，並且也只能在這些狀態中轉移。 波耳模型中，巴耳末線起因於在距離核心第二個能階的電子與那些更外側的能階之間的電子躍遷。\scriptstyle 3 \rightarrow 2的躍遷產生Hα的光子，並且是巴耳…
阻尼萊曼α系
阻尼萊曼α系 或阻尼萊曼α吸收系（Damped Lyman alpha systems, Damped Lyman alpha absorption systems）是在類星體光譜中檢測到的莱曼α阻尼吸收线特征，定义为其相应中性氢气体柱密度大於1020.3原子/公分2，即\log \left(N_{\mathrm{HI}} / \mathrm{cm}^{-2}\right) \geq 20.3。 所觀測到的中性氫萊曼α線因為輻射阻尼而使…
碰撞激發
碰撞激發是一種傳遞能量的過程，經由碰撞反應物種核的夥伴轉換成為內能。 天文學 在天文學，碰撞激發使行星狀星雲和中性氫區這樣的天體產生光譜的譜線。 在這些天體中，大多數的原子會被嵌入在星雲氣體內的炙熱恆星發射出的光子游離，而使電子被剝離。這些被發射的電子（稱為光電子）會與氣體內的原子或離子碰撞，始它們被激發。當這些被激發的原子或離子回到基態時，會發射出光子。由這些光子組成的譜線稱為碰撞激發線（通常縮寫為CELs）。 CELs通常只能在密度…
史萬譜帶
史萬譜帶是碳星、彗星和燃燒碳氫化合物燃料的光譜特徵。它們是以蘇格蘭物理學家命名，因為他於1856年首次研究分析了自由基的雙原子碳（C2）光譜。 史萬譜帶散佈在整個可見光譜中，由幾組可見光的譜帶組成。 相關條目 * 光譜學 參考資料
威爾遜-巴甫效應
鈣II K線是低溫恆星的吸收譜線中最明顯的一條譜線。一條來自色球層的微弱發射線存在於中心。在1957年，和報告前述發射譜線的寬度和恆星的絕對星等之間有值得注意的相互關係，這就是所謂的威爾遜-巴甫效應。這種相互關係獨立於恆星光譜之外，適用於恆星類型的G型、K型、和M-型。吸收線越寬，則恆星越明亮。 威爾遜-巴甫效應令人感興趣的是它作為距離顯示器的潛力，以下是事實的成果： 威爾遜-巴甫效應可以用於研究鄰近的恆星，使獨立的測量距離是可行的，並…
K线 (X射线)
在天文学光谱学中，K线与L线，都是一种谱峰，用以观测和描述恒星的光谱。K线与铁相关，是来自6.14keV（千电子伏特）附近的发射线。 2006年10月5日，NASA宣布早期使用日本宇宙航空研究开发机构的朱雀卫星与XMM-牛顿卫星协同工作的结果，“对黑洞旋转速率的计时及对物质倒进空洞的角度的观测，连同X光被重力拉回压平所形成的一道墙的证据。”研究团队观测了来自“宽铁K线”的X射线的发射，这些“宽铁K线”接近于星系MCG-6-30-15和M…