„Csillagászati színképelemzés” változatai közötti eltérés
| [ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
a Bot: következő hozzáadása: hi:खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी |
a kisebb formai javítások |
||
1. sor:
{{kiemelt}}
A '''színképelemzés''' vagy '''spektrumanalízis''' az összetevőire bontott [[elektromágneses sugárzás]], a színkép vizsgálatát jelenti. A színképelemzéssel foglalkozó tudományágat [[spektroszkópia|spektroszkópiának]] nevezzük.
A [[csillag]]ok atmoszférájának az összetételére és a [[fizika]]i állapotára vonatkozó ismereteinket a '''csillagászati színképelemzés''' eredményei tették lehetővé. (Az általános értelemben vett színképelemzéshez lásd: [[Spektroszkópia]].) A [[csillagászat]]i színképelemzés során megvizsgálják az egyes [[hullámhossz|hullámhossz-tartományok]] intenzitását, erősségét ill. fényességét, továbbá az ún. Fraunhofer-vonalak helyzetét és szélességét. Ez utóbbiakat a [[föld]]i [[anyag]]ok színképelemzési eredményeivel összehasonlítva bizonyos [[kémiai elem|elemeknek]] és [[vegyület]]eknek a csillag légkörében való előfordulására következtethetünk. A fényintenzitás folytonos színképbeli eloszlása a [[hőmérséklet]]től és az anyagi összetételtől függ, így ebből meghatározható a csillagok egyik legfontosabb tulajdonsága, a felszíni hőmérséklet. A színképvonalak [[Doppler-effektus|Doppler-eltolódásának]] vizsgálatával információt nyerhetünk a csillag látóirányú (radiális) sebességéről, majd ebből közvetve – [[kettőscsillag|kettős]] vagy többesrendszer esetén – a rendszer tagjainak [[tömeg]]ére és egyéb [[fizika]]i tulajdonságaira következtethetünk.
8. sor:
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="right" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"
|+<small>'''A Fraunhofer által megfigyelt spektrumvonalak közül a legjelentősebbek </br> (köztük a híres [[Nátrium|Na]]<sub></sub>-dublett)'''<small>
|-style="background:#BACCFF;"
! Fraunhofer- </br> jelölés
! [[Hullámhossz]] </br> ([[méter|nm]])
14. sor:
! Ekvivalens </br> szélesség ([[pikométer|pm]])
|-
| <center>A<center>
| <center>759,370</center>
| <center>atmoszférikus [[oxigén|O<sub>2</sub>]]<center>
| <center>–<center>
|-
| <center>B<center>
| <center>686,719</center>
| <center>atmoszférikus [[oxigén|O<sub>2</sub>]]<center>
| <center>–<center>
|-
| <center>C<center>
| <center>656,281</center>
| <center>[[hidrogén]] alfa (H<sub>α</sub>)<center>
| <center>402,0<center>
|-
72. sor:
| <center>358,121</center>
| <center>[[vas]]<center>
| <center><center>
|-
| <center>P<center>
| <center>336,112</center>
| <center>ionizált [[Titán (elem)|titán]]<center>
| <center><center>
|-
| <center>T<center>
99. sor:
[[Fájl:Equivalent width formula2.png|thumb|Ekvivalens szélesség képlete]]
=== A színképvonalak és színképsávok kvantumos elmélete ===
A színképelemzés [[kvantum]]os elméletét csak sokkal később, a [[Bohr-atommodell]] ([[1913]]) megszületésekor dolgozták ki. Eszerint folytonos sugárzás keletkezik olyan szabad [[elektron]]oknak a lehetséges energiaszintek (pályák) valamelyikére történő ugrásnál, amelyek előtte az [[atommag]]ok között szabadon mozogtak. Az egyedi esetekben keletkező sugárzás hullámhossza az elektron befogása előtti állapot energiájának és az elért pálya energiaszintjének különbségével arányos ([[Bohr-atommodell|Bohr III. törvénye]] alapján). Mivel az eredetileg szabad elektronok energiája jelentősen eltér egymástól, ezért a befogási folyamatnál jelentősen eltérő hullámhosszak keletkeznek, amelyek egyetlen kontinuummá „kenődnek szét”.
Tehát a színképeknél alapvetően két típust különböztetünk meg: folytonos és nem folytonos színképek. A nem folytonos színképek lehetnek vonalasak vagy sávosak, ami attól függ, hogy a színképet létrehozó részecske atom-e vagy molekula. A vonalas színképeket szériesz- és multiplett-spektrumokra osztjuk. Szériesz-spektrumoknál az alapnívóhoz magasabb nívók végtelen sorozata csatlakozik. Ilyen színképe van az egy vegyértékelektronnal rendelkező atomoknak, például a hidrogénnek. Az elektron lehetséges energiaállapotainak feltüntetésére a termeket használjuk. Multiplett spektrumok a több vegyértékelektronnal rendelkező atomok esetében jönnek létre, ekkor a termséma bonyolultabbá válik, aminek megfelelően bonyolultabbak és sokrétűbbek lesznek a spektrumok is; vonal helyett vonalcsoportok, azaz multiplettek jönnek létre. A [[molekula|molekulák]] energiaátmeneteiből kapott színképek sávosak, mivel egy-egy energiaszint sok, egymástól nem sokban különböző alszintre bomlik, emiatt a vonalak egymáshoz szorosan közel helyezkednek el. Így a molekulák vonalas színképének tanulmányozásához nagy felbontású spektroszkópiai eszközökre és különleges technikára van szükség.
A molekulák színképvonalai jóval bonyolultabb módon alakulnak ki, mint [[atom]]ok színképvonalai. Itt ugyanis az [[elektron]]ok mozgásán kívül az [[atommag]]ok rezgéseket végeznek a magokat összekötő molekulatengely mentén, bizonyos [[atomsugár|egyensúlyi magtávolság]] környezetében, továbbá az egész molekula forog a súlypontján átmenő, a molekulatengelyre merőleges tengely körül. Ezért közelítőleg – a háromfajta mozgás közti kölcsönhatás elhanyagolásával – a molekula teljes energiája az elektron-, a rezgési és a forgási energia összege. A molekula rezgése és forgása különböző meghatározott energiaszinteken lehetséges. Amikor egy magasabb energiaszinten lévő gerjesztett molekula alacsonyabb szintre megy át, az energiakülönbséget egy [[foton]] formájában sugározza ki. Mindezek alapján a sávos molekulaszínképeknél három típust különböztetünk meg:
* tiszta rotációs (forgási) színkép keletkezése során csak a forgási [[energia]] változik meg, az elektronállapot és a rezgésállapot nem. Ezek a molekulasávok a távoli infravörösbe és a mikrohullámú tartományba esnek.
* vibrációs-rotációs spektrumok kvantumátmenetei esetében megváltozik a rezgési állapot és a rotációs állapot, változatlan az elektronállapot. Ezek a sávok a közeli infravörös (NIR) tartományba esnek.
* elektronsáv-színképek esetében mindhárom állapot megváltozik. Az így keletkezett sávok az ultraibolya (UV), a látható (VIS), vagy az infravörös (IR) tartományba esnek.
Az elektronsáv-színképek vizsgálata azért lényeges, mert segítségével meghatározható a magtávolság, a magrezgések frekvenciája illetve az elektronok elrendeződése. Az egyes elektronállapotokat bizonyos [[kvantumszám]]okkal és [[szimmetria]] tulajdonságokkal lehet jellemezni. Így például az atomok s, p, d, f,.. állapotaihoz hasonlóan megkülönböztetünk Σ, Π, Δ, Φ,… molekulaállapotokat aszerint, hogy az elektronok teljes impulzusmomentumának vetülete a molekulatengely irányára h/2π-nek 0, 1, 2,…-szerese.
A csillagászati színképelemzéseknél megfigyelt molekulák mind egyszerű felépítésűek, legtöbbjük kétatomos, ami a csillagok légkörének magas hőmérsékletével magyarázható. Magas hőmérsékleten ugyanis a molekulák disszociálnak (szabad atomokra bomlanak fel). A molekulasávok ezért a viszonylag hidegebb csillagok (például [[barna törpe|barna törpék]]) spektrumában figyelhetők meg.
Csillagászati színképelemzésnél bizonyos esetekben előfordulhatnak a spektrumban ún. tiltott vonalak. Ezek olyan színképvonalak, amelyek laboratóriumi körülmények között nem jöhetnek létre, mivel keletkezésükhöz extrém [[fizika]]i körülmények (például rendkívül kis [[sűrűség]]) szükségesek. Tiltott színképvonalak például az egyszeresen és kétszeresen ionizált [[oxigén]] (O<sup>+</sup>, O<sup>2+</sup>), a háromszorosan és négyszeresen ionizált [[neon]] (Ne<sup>3+</sup>, Ne<sup>4+</sup>), az egyszeresen és kétszeresen ionizált [[kén]] (S<sup>+</sup>, S<sup>2+</sup>), a háromszorosan és négyszeresen ionizált [[argon]] (Ar<sup>3+</sup>, Ar<sup>4+</sup>) vonalai. Legfontosabb az atomos hidrogén 21
=== A hidrogénatom és a hidrogénszerű ionok spektruma ===
144. sor:
=== Az alkáliatomok színképe ===
[[Fájl:Energy levels of hydrogen atom.png|thumb|300px|<center>A [[hidrogén]]atom termjeinek vázlata<center>]]
Az alkáliatomok a [[periódusos rendszer]] I. főcsoportjában helyezkednek el, azaz legkülső elektronhéjukat egy elektron alkotja, ezért az [[kémiai elem|elemek]] közül a hidrogénhez hasonlítanak a legjobban, amelyben összesen csak egy elektron van. A legkülső elektron ''világító elektronnak'' vagy ''vegyértékelektronnak'' nevezzük. Az előbbi elnevezés arra utal, hogy az [[alkálifémek]] optikai színképe ennek az elektron a gerjesztése során jön létre, utóbbi elnevezés pedig az atom [[kémia]]i viselkedésében betöltött szerepét fejezi ki. A vegyértékelektron atomtörzsön belüli tartózkodási valószínűsége a [[kvantumkémia|mellékkvantumszámtól]] függ, ezért energiája – ellentétben a hidrogénatommal – a [[kvantumkémia|főkvantumszám]] mellett a mellékkvantumszámtól is függ.
{|
|-
193. sor:
Színképvonalak keletkeznek az ún. [[perturbáció]] jelenség során is. Ilyenkor egy szabad elektron egy atom közelében repül el, gyorsulást szenved, és – mint gyorsuló töltött részecske – elektromágneses sugárzást bocsát ki. Mivel az elektron szabad állapotai nem kvantáltak, ilyenkor folytonos emisszió lép fel.
=== Vonalprofilok, vonalkiszélesedés, ekvivalens szélesség ===
[[Fájl:Az ekvivalens szelesseg definicioja.jpg|thumb|left|250px|<center>Az ekvivalens szélesség definíciója<center>]]
A színképvonalak nem végtelenül keskenyek, a sugárzás intenzitása a kontínuumtól a vonal közepe felé mindkét irányból folyamatosan csökken vagy nő, aszerint, hogy a vonal abszorpciós vagy emissziós. Ha az intenzitást a hullámhossz függvényében ábrázoljuk, akkor a vonalprofilt (vonalkontúrt) kapjuk. A középső szakaszt vonalmagnak, a két külső részt vonalszárnynak nevezzük, a három rész együtt a vonal szélességét adja. A gyakorlatban a szomszédos vonalak gyakran összeolvadnak („blend”), és ilyenkor nehéz mérni a vonal szélességét. A vonal erősségét az ekvivalens szélességgel jellemezzük. Ha a színképvonal intenzitását ahhoz az intenzitásegységhez viszonyítva ábrázoljuk, amely a kontínuumban a vonal helyén beérkezne, akkor a vonalprofil által körülfogott terület a vonal teljes abszorpciója. Az ezzel egyenlő területű, egységnyi magasságú téglalap szélessége a vonal szélessége. Ångströmben mérjük, definíciója:
::<math> W_\lambda = \int_{\lambda_1} ^{\lambda_2} {\frac {I_c - I_\lambda} {I_c}} \;d \lambda </math>
<!--[[Fájl:ekvivalens_szelesseg_keplet.png|center]]-->
204. sor:
<!--Ábrák: maradékintenzitás definiálása intenzitás-frekvencia diagramon-->
[[Fájl:Definition of residual intensity2.png|thumb|left|250px|A maradékintenzitás definíciója]]
A [[csillag]]ok fotoszférájában keletkező színképvonalak profilját a folytonos és a szelektív abszorpció együttesen alakítja. A szelektív abszorpciónak két fajtája van. Bizonyos esetekben csak az egyik vagy csak a másik fajta abszorpció játszik szerepet (például a napkorong szélén csak a tiszta szórás). ''Valódi szelektív abszorpció'' során a foton abszorbeálódik valamilyen atomban és gerjeszti azt. A gerjesztett [[elektron]] 10{{e|-12}} s alatt alacsonyabb állapotba kerül, de valódi ~ esetén nem a kiindulási állapotba, vagyis az elnyelt [[foton]] energiája nem egyezik meg az emittált foton energiájával. ''Tiszta szórás'' esetén a ν<sub>1</sub> frekvenciájú foton abszorpciója után az emittált foton ismét ν<sub>1</sub> frekvenciájú lesz. Mivel az emisszió izotropnak tekinthető, ezért tiszta szórás esetében egy párhuzamos sugárnyalábból izotrop sugárzás jön létre.
Egy adott csillag (fényforrás) vonalprofiljainak vizsgálata azért lényeges, mert belőlük az égitest több fizikai tulajdonságára következtethetünk:
246. sor:
::<math>I_{\nu}(T) \simeq 2\frac{{\nu^{2}}}{c^2}k_B T</math>
=== A színképvonalak Fowler–Milne-féle elmélete ===
Az [[atom]]ok [[elektronhéj]]ában az elektronok csak jól meghatározott (stacionárius) energiaszinteket foglalhatnak el. Az r-szeresen ionizált atom k-dik energiaszintje: (r, k), az ehhez a szinthez tartozó energia E<sub>r,k</sub>. Az atom csak olyan [[frekvencia|frekvenciájú]] sugárzást képes (ionizáció nélkül) abszorbeálni, amelyre vonatkozóan érvényes a következő egyenlőség: h · v = E<sub>r,k</sub>– E<sub>r,l</sub> ahol teljesül, hogy k > L.
Az (r, l) → (r, k) átmenethez tartozó színképvonal „erőssége” és profilja attól függ, hogy az adott típusú atomból mennyi található a [[csillag]] fotoszférájának egységnyi térfogatában, és hogy a fotoszférában előfordul-e jelentős mennyiségben az r-szeresen ionizált állapot. Azonos körülmények között a színképvonal erőssége függ a csillag atmoszférájában lévő ionizációs viszonyoktól, vagyis a [[hőmérséklet]]től.
A Fowler–Milne-féle elmélet a [[Saha-egyenlet]] segítségével azt vizsgálja, hogy miként függ egy meghatározott (r, k) szinten tartózkodó elektronok száma, és ezzel hozzávetőlegesen a színképvonal erőssége a hőmérséklettől. A termodinamikai egyensúly esetén érvényes Saha-egyenlet megadja a különböző ionizációs állapotú atomok relatív számát:
262. sor:
=== Zeeman-effektus ===
{{
[[Fájl:ZeemanEffect.GIF|thumb|right|250px|A [[nátrium]]-dublettnél megfigyelt anomális [[Zeeman-hatás|Zeeman-effektus]]]]
[[Pieter Zeeman]] ([[1865]]–[[1943]]) [[Hollandia|holland]] [[fizikus]] [[1896]]-ban felfedezte, hogy a színképvonalak [[mágneses tér]]ben 3 komponensre hasadnak fel. A színképvonalak ún. pí-komponense a helyén marad, a két ró-komponens pedig szimmetrikusan eltolódik a rövidebb ill. a hosszabb hullámhosszak felé. A jelenség magyarázata, hogy mágneses mezőben az [[atom]]ok [[kvantum|mágneses momentuma]] a megegyező irányban rendeződik. Összesen 2J+1 beállási lehetőségük van, vagyis az atomok energiaállapotai 2J+1 szintre hasadnak fel. [[Niels Bohr|Bohr]] III. törvénye alapján a spektrumvonalak megfelelnek két energiaátmenet közötti energiakülönbségnek. Az energiaállapotok felhasadása a spektrumvonalak felhasadásában figyelhető meg.
Megkülönböztetünk normális és anomális [[Zeeman-hatás|Zeeman-effektus]]t. Normális Zeeman-effektus esetén a [[foton]]t emittáló atomoknak csak [[kvantum|pálya-impulzusmomentuma]] van (S=0, L≠0). A felhasadt spektrumvonalak egymás közti energiakülönbsége: ΔW = μ<sub>B</sub> B ahol ''B'' a mágneses momentum abszolút értéke. A spektrumvonalak közötti frekvenciakülönbség ekkor: </br> Δν = ΔW / h ≈ 14
Anomális Zeeman-effektus esetén a spektrumvonalat mutató atomban teljesül, hogy L≠0 és S≠0. Emiatt több spektrumvonal jelenik meg, mint normális Zeeman-effektus esetében. A Zeeman-effektus a spektrumvonal komponensek fényének [[polarizáció|polarizáltságával]] is jár. Ennek módja és mértéke a mágneses tér és a látósugár által bezárt szögtől függ. A felhasadást egyszerűbb vizsgálni emissziós színképvonalaknál. Ha egy fénykibocsátó gázt mágneses térbe helyezünk, és a mágneses tér iránya egybeesik a megfigyelés irányával, akkor normális Zeeman-effektus esetén csak a kettő, eltolódott ró-komponenst figyelhetjük meg, amelyek fénye arra merőlegesen lineárisan polarizált. Általános esetben, ha a mágneses tér iránya a látósugárral γ szöget zár be, a komponensek fényességének arányát az [[Frederick H. Seares]] által megfogalmazott formulával adhatjuk meg.
<!-- :<math>\frac{I_\rho}{I_\pi}=\frac{1+\cos^2\gamma}{2 \sin^2\gamma}</math> -->
<!--Ez a képlet hibás. A pontos forrást, ahonnan vettem, jelenleg nem tudom elérni (Marik Miklós: Csillagászat; kb. harminc éve adták ki :))-->
A napfoltok spektrumvonalainak több komponensre való felhasadására G. E. Hale adott magyarázatot, polarizációs mérésekkel igazolta, hogy a felhasadás a napfolt mágneses terében bekövetkező Zeeman-effektus következménye.
A Zeeman-féle jelenség felhasználásán alapul a magnetográf működése. Ez egy olyan berendezés, amelynek segítségével mérhető a Napon kialakuló mágneses terek erőssége, és meghatározható e mezők területi kiterjedése.
280. sor:
== Az égitestek színképe ==
=== Nap ===
{{
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="right" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"
|+<small>'''A Nap légkörét alkotó kémiai elemek gyakorisága<br />'''<small>
289. sor:
! Atomszám %
|-
| [[hidrogén]]
| <center>H</center>
| <center>56%<center>
| <center>84,3%<center>
|-
| [[hélium]]
| <center>He</center>
| <center>41%<center>
| <center>15,3%<center>
|-
| [[szén]]
| <center>C</center>
| <center>0,1%<center>
| <center>0,02%<center>
|-
| [[nitrogén]]
| <center>N</center>
| <center>0,4%<center>
| <center>0,8%<center>
|-
| [[oxigén]]
324. sor:
| <center>0,01%<center>
|}
A [[Nap]] effektív felületi [[hőmérséklet]]e a [[Stefan-Boltzmann törvény|Stephan–Boltzmann-féle sugárzási törvény]] alapján 5785 [[Kelvin|°K]] = 5512 [[Celsius-skála|°C]]. Ezt a hőmérsékletet a Planck-féle sugárzási törvény ([[1900]]) és a [[Wien-féle eltolódási törvényből]] is le lehet vezetni. A Nap sugárzási maximuma ezek alapján 468 [[méter|nm]]-nél van, ami az [[elektromágneses spektrum]] látható tartományába esik.
A Nap színképe folytonos spektrum, amelyre abszorpciós, ritkábban emissziós vonalak rakódnak. A folytonos színkép a fotoszférában keletkezik, az abszorpciós vonalak pedig a fotoszféra fölött elhelyezkedő kromoszférában. (Ma mintegy 25 ezer ilyen abszorpciós vonalat ismerünk, melynek mintegy 75%-át sikerült már azonosítani.) Az emissziós vonalak főként a naplégkör legkülső tartományában, a napkoronában jönnek létre. Ezen vonalak döntő többsége az optikai tartománynál kisebb hullámhosszú tartományba esik. Időszakos emissziós vonalak keletkeznek a napkitörések alkalmával, ekkor jelentős hőmérséklet-növekedés tapasztalható. Ez kb. 1-2 órás jelenség, utána a színképvonalak abszorpcióssá alakulnak.
330. sor:
A színképi vonalak intenzitásából megállapítható a Nap légkörének [[kémia]]i összetétele. Az adatok alapján világos, hogy tömegszázalék szerint 97%-ban, atomszám szerint 99,6%-ban a Nap hidrogénből és héliumból, vagyis a két legkönnyebb [[kémiai elem|elemből]] áll. Az atomokra visszavezethető vonalakon kívül a Nap színképében található néhány színképi sáv is, ezek [[molekula|molekulák]] jelenlétére utalnak. A magas hőmérsékletnek megfelelően azonban főként olyan vegyületek jöhetnek szóba, amelyek két atomból állnak: [[hidroxil|OH]], NH, [[szénhidrogén|CH]], SiH, MgH, CaH, C<sub>2</sub>, [[cián|CN]], [[oxigén|O<sub>2</sub>]], [[titán-oxid|TiO]], [[magnézium-oxid|MgO]], AlO. A Nap spektrumában a földi [[légkör]] is otthagyja a nyomát. Bolygónk légköre hideg gázként viselkedik, elnyeli a Nap [[fény]]éből a rá jellemző hullámhossztartományokat. [[Fájl:Solar irradiance spectrum 1992.gif|thumb|left|350px|Szoláris besugárzás ( E = d''Ф'' / d''A'' ) értéke a különböző [[kémiai elem|elemekre]] jellemző [[hullámszám]] függvényében]] Ezt igazolják a [[víz|H<sub>2</sub>O]], [[oxigén|O<sub>2</sub>]], [[ózon|O<sub>3</sub>]], [[szén-dioxid|CO<sub>2</sub>]], [[dinitrogén-oxid|N<sub>2</sub>O]], [[metán|CH<sub>4</sub>]], [[nitrogén|N<sub>2</sub>]] atomok ill. molekulák napszínképre rakódó elnyelési vonalai, ami zavarja a valódi színkép vizsgálatát. A valódi ill. a [[Föld]] légköre okozta spektrumvonalak szétválasztása a naplégkörben keletkező spektrumvonalaktól a [[Doppler-effektus]] alapján történik. A földi légkör elemeinek vonalai ugyanis nem szenvednek eltolódást, így könnyen megkülönböztethetőek.
A Napról szerzett ismereteink jelentős részét a színképelemzés elvén működő műszereknek (spektroszkóp, spektrográf, spektrohelioszkóp, spektroheliográf) köszönhetjük. A spektroszkóp a színkép leképzésére szolgál, a spektrográffal pedig a színképet akár le is fényképezhetjük. A Napról azonban egyik sem ad képet. Ha az a célunk, hogy a Napkorongot lássuk, vagy egy felszíni jelenséget vizsgáljunk, de nem a teljes színképtartományban, hanem egy kiválasztott sávban, akkor alkalmazunk spektrohelioszkópot vagy spektroheliográfot. (Utóbbival fényképezni is lehet.) Ezek a műszerek a beépített, ráccsal ellátott ernyő révén csak a kívánt színképsávot engedik át a teljes spektrumból. Ez a spektrális tartomány általában a látható vörös fényt jelenti, mivel ez a tartomány árul el a legtöbbet a Napon végbemenő folyamatokról. A Nap ugyanis nagyrészt hidrogénből áll, a hidrogén által okozott legfényesebb színképvonal a hidrogén-alfa. Ez a vonal a lambda=6,5628*10<sup>
=== Exobolygók ===
{{
A Naprendszeren kívüli [[bolygó]]k (ún. [[exobolygó]]k) kimutatására napjainkban csak közvetett módszerek állnak rendelkezésünkre. A kimutatás történhet a bolygó csillagra gyakorolt gravitációs hatása alapján, mégpedig a csillag mozgásának közvetett (spektroszkópiai) megfigyelésével. A bolygó túl halvány a csillag fényéhez képest és túl közel kering hozzá, hogy [[távcső|távcsövekkel]] megfigyelhető legyen, de gravitációja közvetve nyomot hagy a csillag színképében. A bolygó és a csillag közös tömegközéppontjuk körüli keringése során a csillag radiális sebessége változik: a Doppler-effektusnak megfelelően a színképvonalak hullámhossza eltolódik, közeledéskor a kék, távolodás esetén a vörös hullámhosszak felé. Spektrográfiai eszközökkel ezt a hullámhosszváltozást mérni lehet, akár 1 m/s-os pontossággal. A Nap tömegközéppontjának mozgásában a [[Jupiter]] mintegy 12 m/s, a [[Föld]] 0,1 m/s sebességingadozást okoz.
=== Üstökösök, meteorok, kisbolygók ===
{{
A fényes [[üstökös]]ök színképe [[molekula|molekulák]] jelenlétéről árulkodik. A Nap UV-sugarai fluorszcenciát idéznek elő. A kóma és a csóva színképe részben folytonos, ami a Nap visszavert fényére utal, részben fényes vonalakból álló emissziós színkép. Elsősorban a [[szén|C]]<sub></sub>, [[hidrogén|H]]<sub></sub>, [[nitrogén|N]]<sub></sub> és [[oxigén|O]]<sub></sub> vonalai ismerhetők fel benne. A kóma semleges és ionizált, a csóva túlnyomórészt ionizált molekulákból áll. A kóma színképében található molekulák a [[cián|CN]], [[szénhidrogén|CH]], [[hidroxil|OH]], NH, C<sub>2</sub>, CH<sub>2</sub>, NH<sub>3</sub>, ionizált molekulák a CO<sup>+</sup>, CO<sub>2</sub><sup>+</sup>, OH<sup>+</sup>, CH<sup>+</sup>. A csóvában pedig a [[cián|CN]], CO<sup>+</sup>, CO<sub>2</sub><sup>+</sup>, CH<sup>+</sup> és az N<sub>2</sub><sup>+</sup> sávok fordulnak elő. Az üstökösök színképének első elemzése [[Jean-Pierre Swings|Swings]] [[csillagász]] nevéhez fűződik.
A [[meteor]]ok színképben elsősorban a [[Nátrium|Na]], [[vas|Fe]], [[Kalcium|Ca]], [[mangán|Mn]], [[króm|Cr]], [[szilícium|Si]], [[nikkel|Ni]], [[Alumínium|Al]] semleges vonalai és a [[Kalcium|Ca]], [[vas|Fe]], [[magnézium|Mg]] és [[szilícium|Si]] ionizált vonalai figyelhetőek meg. Gyors meteorok ( v > 30
A [[kisbolygó]]k (aszteroidák) színképe a felszínt alkotó anyagoktól és a felszín állapotától függ. Ez alapján csoportosíthatóak:
* A típus: extrém vörös színű aszteroidák erős abszorpciós vonalakkal, amelyek [[olivin]] jelenlétére utalnak. Előfordulásuk ritka.
* B típus: tulajdonságaikban a C típusra hasonlítanak, [[albedó]]juk viszont nagyobb. Ritka.
* C típus: igen sötétek, geometriai albedójuk 0,065 alatti. Felszínükön kondrit és hidrált szilikátok vannak jelen. Előfordulásuk gyakorisága 75%. Főleg a [[Nap]]tól távol gyakori.
* E típus: nagy albedójúak, ensztatit akondritok olvadásos-üvegesedéses folyamatokkal. A Naphoz közelebb gyakoribb.
* F típus: gyenge abszorpciós (elnyelési) vonalakat mutatnak UV-tartományban
* G típus: hasonlít a C-típusra, UV-tartományban erős abszorpciós vonalakat tartalmaz a spektruma
* M típus: spektrumuk alapján [[fém]]ekből ([[vas]], [[nikkel]] stb.) vannak. Valószínűleg nagy, ősi aszteroidák ütközéssel feltárt magjai.
* S típus: a legheterogénebb osztály, a Naphoz relatíve közel (kb. a [[Föld]] távolságában) jellemzők. Albedójuk 0,07–0,23 közé esik. Gyakoriságuk 15%. Különböző szilikátok alkotják, felszínükön gyakran figyelhetünk meg sok port, vagy olvadásos-üvegesedéses folyamatok nyomát, amit a fiatal Nap erős sugárzása okozott. Hét alosztályukba ezek alapján lehet tovább osztályozni őket.
* T típus:
* V típus: bazalt anyagú égitestek, jól meghatározott (a [[Vesta]] kisbolygóhoz hasonló) pályán keringenek, és valószínűleg a Vesta töredékei.
=== Csillagok ===
{{
A csillagok légkörét – fizikai tulajdonságai alapján – három részre oszthatjuk. A fotoszféra az atmoszféra legalsó rétege. A nagy [[nyomás]] és magas [[hőmérséklet]] mellett itt nagyon sok szabad [[elektron]] van. Ilyen körülmények között sor kerülhet a legkülönbözőbb pályákra való befogásukra, ami által folytonos színkép jön létre. Természetesen itt nemcsak a [[hidrogén]]ről van szó, hanem nehezebb, bonyolultabb felépítésű [[atom]]okról is. A fotoszféra fölött helyezkedik el az alacsonyabb hőmérsékletű kromoszféra. Ez a réteg hideg gázként viselkedik, éppen azokat az energiamennyiségeket nyeli el, amelyek az elektronok gerjesztett állapotának eléréséhez szükségesek. Ekkor abszorpciós (elnyelési) vonalak keletkeznek. A kromoszféra fölött található a korona, melynek vastagsága nagyobb, mint 10<sup>6</sup> km. A hőmérséklet itt hirtelen óriásira nő, akár a 10<sup>6</sup> kelvin fokos nagyságrendet is elérheti. Ilyen fizikai körülmények mellett emissziós vonalak keletkeznek.
Hasonló kémiai összetételük miatt a normális elemgyakoriságú csillagok színképét - a légkörükben jelenlévő gerjeszthető atomokat és ionokat - elsősorban nem a kémiai összetétel, hanem a hőmérséklet és a légkörük nyomása határozza meg. (Ezért egyes elemek vonalainak hiányából nem szabad arra következtetni, hogy ezek az adott csillag légköréből hiányoznak. Ezek az elemek is előfordulhatnak, csak spektroszkópiai úton nem észlelhetőek, mert spektrumvonalaik a Föld felszínén vizsgálható színképtartományokban számottevő mértékben nem fordulnak elő.) A nyomástényező hatása főként a vonalak szélességét befolyásolja: kis nyomás mellett a keletkező vonal keskeny, éles, nagy nyomás esetén szélesebb. Az eltérő vonalintenzitást mutató csillagokat növekvő felszíni hőmérsékletük szerint rendezzük, ezen alapul a Harvard-féle színképosztályozási rendszer. Ez elméletben a csillagokra jellemző legfontosabb színképvonalak erősségének és ekvivalens szélességének megállapításával történik. Ezek a vonalak/vonalsorozatok/sávok az alábbiak:
* a [[hidrogén]] Balmer-sorozata
* az ionizált [[hélium]] és az ionizált [[vas]] vonalai
* a [[kálium]] abszorpciós vonala (393.3
* az ún. G-sáv ([[szénhidrogén|CH]] molekula)
* a semleges [[kalcium]] 422,7
* 431
* A TiO [[molekula]] sávjai
E szisztéma fő hiányossága, hogy nem árul el semmit a csillag luminozitásáról. Többek között a csillagok e fontos paraméterének megállapítására vezették be a Yerkes-féle spektrálklasszifikációs rendszert.
[[Fájl:kettoscsillag-szinkepeltolodasa.png|thumb|left|340px|A spektroszkópiai [[kettőscsillag|kettős]]
színképében megfigyelt [[Doppler-effektus|Doppler-eltolódás]]. Ha a bolygó távolodik tőlünk, akkor a színképvonalak a vörös hullámhosszak felé tolódnak el, ellenkező esetben pedig kékeltolódás figyelhető meg.]]
A csillagok [[csillagászati színképosztályozás|színképosztályának]] megállapítása a gyakorlatban a következőképpen történik. Egy nagy látószögű [[Schmidt-távcső]] fényútjába néhány fokos prizmát helyeznek, így a fotolemezen megjelenik minden csillagnak a színképe. Az így kapott spektrumok felbontása azonban nagyon gyenge, részletes tanulmányozásra nem alkalmas, viszont megfelel a spektrálklasszifikáció törvényeinek. Minden színképosztályhoz és alosztályhoz tartoznak standardcsillagok, melyeknek spektráltípusa adott. ( A standardcsillagok listája a [[csillagászati színképosztályozás]] szócikkben található. ) Ismeretlen spektráltípusú csillagok esetében a színképosztályokba történő besorolásnál az adott műszerrel először a standardcsillagról kell objektívprizmás felvételt készíteni, majd a kapott spektrumot a csillagéval összehasonlítani.
A spektroszkópiai kettőscsillagok kutatásában különösen fontos szerepe van a csillagászati színképelemzésnek. Ezek olyan [[kettőscsillag]]ok, amelyekről csak [[spektroszkópia]]i úton állapítható meg a kettősség. Mivel a kettős rendszer két csillagkomponense a közös tömegközéppont (baricentrum) körül kering, ezért eközben radiális sebességváltozásokat mutatnak, kivéve ha a keringés pályasíkja merőleges a látóirányra. Ha egy ilyen kettős komponenseinek nagyjából megegyezik a fényessége, akkor két egymásra rakódott színképet látunk, amelyben a színképvonalak egymással ellentétes irányba elmozdulnak. A közeledő komponens vonalai a rövidebb, a távolodó komponens vonalai pedig a hosszabb hullámhossz irányába tolódnak el a [[Doppler-effektus]] alapján. Fél periódusidő elteltével fordított a helyzet, amikor pedig a csillagok látóirányra merőleges mozgást végeznek, akkor természetesen nincs Doppler-eltolódás. Összefoglalva a spektroszkópiai kettősök vonalai egy teljes keringési periódus alatt kétszer szétválnak, és kétszer összeolvadnak. Egy ilyen periódust megfigyelve megállapítható a keringési időn kívül a két csillag [[Pálya (csillagászat)|ellipszispályájának]] [[excentricitás]]a (értéke többnyire 0,1 alatti) és a komponensek tömegének aránya.
=== Csillagközi anyag ===
{{
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="right" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"
|+<small>'''A csillagködök legerősebb emissziós vonalai''' (megj.: A római számok az atomok ionizációs állapotaira utalnak; I: semleges atom, II: egyszeresen ionizált, III: kétszeresen ionizált atom)<small>
385. sor:
! Megjegyzések
|-
| ibolya
| <center>372,7</center>
| <center>[[oxigén|O II]]<center>
| <center>tiltott vonal, gyakran erős<center>
|-
| ibolya
| <center>386,9</center>
| <center>[[neon|Ne III]]<center>
| <center>tiltott vonal<center>
|-
| ibolya
| <center>434,0</center>
| <center>[[hidrogén|H I]]<center>
| <center>H<sub>γ</sub>, a H<sub>β</sub> erősségének 40%-a<center>
|-
| kékeszöld
| <center>486,1</center>
| <center>[[hidrogén|H I]]<center>
| <center>H<sub>β</sub>, a H<sub>α</sub> erősségének 30%-a <center>
|-
| zöld
432. sor:
A csillagközi anyag kutatása és a csillagok keletkezése mind a mai napig a modern [[asztrofizika]] egyik leghomályosabb területe. Az ezzel kapcsolatos legelső számítások [[Pierre-Simon de Laplace]] nevéhez fűződnek, akinek elgondolásai mindmáig tükröződnek a modern elméletekben. Ő vetette fel először, hogy a csillagok – bolygóikkal együtt – a csillagközi anyagból, gravitációs összehúzódással keletkeznek. A csillagközi anyag felfedezésére ezután még több mint egy évszázadot kellett várni, hiszen ez a ritka anyag az optikai tartományban nehezen figyelhető meg. Ezért nem meglepő, hogy az első közvetlen megfigyelést csak viszonylag későn, [[1904]]-ben végezték. [[Johannes Franz Hartmann|J. F. Hartmann]] ekkor a Delta Orionis spektroszkópiai [[kettőscsillag|kettős]] színképét vizsgálva olyan abszorpciós vonalakat (pl.: [[Kalcium|Ca]]<sub></sub>) talált a spektrumban, amelyek nem vettek részt a spektroszkópiai kettős keringése során bekövetkező egyéb vonalainak periodikus eltolódásaiban, hanem egy állandóan meghatározott hullámhosszon maradtak. Ez úgy magyarázható, hogy a vonalak nem a csillagokból származnak (ekkor ugyanis a [[Doppler-effektus]]nak megfelelően vonaleltolódásokat kellene megfigyelni), hanem a csillag és a megfigyelő közötti anyagból.
A csillagközi anyag spektruma folytonos színkép, amire emissziós vonalak rakódnak. E két összetevő intenzitásának aránya a köd típusától függ; a [[reflexiós köd]]öknél a folytonos (kékes) színkép, a [[H II régió|H II felhőknél]], [[planetáris köd]]öknél, [[szupernóva|szupernóva-maradványoknál]], intersztelláris buborékoknál pedig az emissziós színkép dominál.
A csillagközi anyagban azonosított [[atom]]ok és [[molekula|molekulák]]:
438. sor:
=== A galaxisok színképe ===
{{
A galaxisok spektruma az őket alkotó fényesebb [[csillag]]ok színképének a keveréke. A kontínuumon egyaránt megfigyelhetőek abszorpciós és emissziós vonalak. A spirális galaxisokban a HII tartományok és ionizált [[hidrogén]]felhők vonalai mutatkoznak. Magjuk többnyire M- és K-típusú csillagokból épül fel, színképükben ezért a kétszeresen ionizált oxigénion vonalai találhatóak meg. A központi tartomány emellett igen széles emissziós vonalakat mutat, ami a csillagközi gáz nagy sebességére (~1000
Az elliptikus galaxisok magja - hasonlóan a spirális galaxisokéhoz - is II-es [[csillagpopulációk|populációba]] tartozó csillagokból áll. Főként fényes [[vörös óriás]]ok figyelhetők meg, amelyek együttesen a K, L, M színképosztályt képviselik. A csillagösszetételnek megfelelően az elliptikus galaxisok inkább vörösek, a spirálisok pedig kékesek.
A [[világegyetem]] tágulása a galaxisok egymástól való távolodásában mutatkozik meg, ezért a galaxisok színképvonalai [[vöröseltolódás]]t mutatnak. A vöröseltolódás legkönnyebben a kalcium H- és K-vonalánál figyelhető meg, ami a látható ibolya tartományból a kék-zöld tartomány felé történik. Az eltolódás mértéke annál nagyobb, minél kisebb a galaxisok látszólagos átmérője, illetve a látszólagos fényessége, vagyis minél nagyobb a távolságuk. Ezt az összefüggést írja le a [[Hubble-törvény]]. A legnagyobb vöröseltolódású extragalaxisok a [[kvazár]]ok. Az eddig felfedezett legtávolabbi kvazár vöröseltolódása z = 6,28 az [[SDSS]] mérései alapján.
448. sor:
'''Spektrográfok felépítése, tulajdonságai'''
[[Fájl:Spectrograph 3.jpg|thumb|right|300px|<center>A spektrográf egységei<center>]]
Egy [[csillagászat]]i spektrográf és egy laboratóriumban használt színképelemző berendezés között, bizonyos szempontból semmi, ugyanakkor mégis hatalmas különbségek vannak. A vizsgálni kívánt fény mindkét esetben hasonló utat fut be: legelőször áthalad egy résen, amely minden más zavaró fényforrást kizár, majd a divergens fénynyalábot a [[kollimátor]] párhuzamosítja, ezek után pedig a bontóelemre fókuszálja. A bontóelem (legtöbb esetben rács) a különböző [[hullámhossz]]ú fénysugarakat különböző irányokba téríti el, előállítva ezzel a színképet. A spektrálisan bontott nyalábokat egy újabb optikai elem (kamera) vetíti a detektorra, aminek a síkjában így egymás mellé képződnek le a [[elektromágneses spektrum|spektrum]] egyes tartományai. A detektor lehet [[fotolemez]], vagy a legújabb technikának megfelelő [[CCD]]-mátrix.
A csillagászatban a vizsgálat tárgyát képező [[égitest|objektumok]] igen halványak, így egyetlen beérkező [[foton]]t sem szabad elveszítenünk a [[távcső]] által összegyűjtött fénynyalábból. Ez több feltételt is jelent a spektrográf felépítésére nézve. Például a rést kivilágító fénynyaláb a távcső optikájának megfelelően összetartó, majd a résen áthaladva széttartó fénykúpként jelentkezik. Ezt a kollimátornak maradéktalanul be kell fogadni, vagyis a kollimátor fényerejének nagyobbnak vagy egyenlőnek kell lennie a távcső fényerejével. A spektrográf egyik legfontosabb értékmérője a reciprok lineáris diszperzió: ennyire „húzza szét” a színképet; ezt ångström/[[milliméter|mm]]-ben mérjük (1
A diszperzió és a felbontóképesség hasonló okoknál fogva nem azonos, mint a nagyítás és a felbontóképesség a vizuális távcsöves megfigyeléseknél. Ha két színképvonal egy λ hullámhossznál akkor választható szét, ha hullámhosszkülönbségük legalább Δλ, akkor a λ/Δλ arányt nevezzük felbontóképességnek. A legtöbb csillag halvány, ezért a felbontóképességnek és a diszperziónak is határa van. A legnagyobb diszperzió – viszonylag [[közeli fényes csillagok listája|fényes csillagok]] esetében – kb. 1 A/mm. A felbontóképesség 500
A felbontóképességet másképpen is kifejezhetjük: <math>R = \frac{m \rho \lambda W }{\phi D }</math> ahol R a rés mérete, m a spektrális rend száma, ρ a rácsállandó, λ a vizsgálandó fény hullámhossza, W a spektrográf optikájának átmérője, φ a rés mérete, D<sub>T</sub> a távcső átmérője (pontosan látszó szögátmérő).
457. sor:
A rés mérete meghatározza felbontóképességet, minél kisebb a mérete, annál nagyobb a felbontóképesség. Ugyanakkor viszont a rés méretének csökkenésével a spektrográfba jutó fény mennyisége is csökken, ami hátrányt jelent a halvány objektumok vizsgálatánál. Egy halvány csillag esetében ez nem engedhető meg, vagyis a rés méretének nagyobbnak vagy egyenlőnek kell lennie a csillag fókuszsíkbeli képénél. A rés méretét továbbá behatárolja a fényelhajlás (a távcső átmérője nem végtelenül nagy, a fény az objektív peremén elhajlást szenved) és a földi légkör. A fényelhajlás miatt a távcső a pontszerű csillag fényét nem egy végtelenül kicsi pontba, hanem egy kisméretű korongba és az azt körülvevő nagyon halvány gyűrűkbe vetíti (Airy-féle diffrakciós kép).
Optikai rács esetében a rácssorozat sűrűsége egyenesen arányos az elérhető felbontóképességgel: sűrűbb rács finomabb részleteket jelent. A rácsokat karcoló osztógépek azonban felső határt szabnak, a milliméterenkénti néhány ezer vonalnál nem lehetséges sűrűbb rácsot készíteni. Gyakorlatilag ρ = 1200 osztás/mm-nél sűrűbb rács nem fordul elő a csillagászati műszerekben. Efelett a határ felett ugyanis már jelentősen romlik a rácsok minősége, ami szórt fény megjelenéséhez vezet.
<!--Ez a rész még nincs befejezve!!-->
463. sor:
'''A spektrográfok fő típusai:'''
* Echelle-spektrográf
* Coudé-spektrográf
* Cassegrain-spektrográf
'''Az expozíciós időt''' befolyásoló tényezők:
* távcsőátmérő
* spektrográf hatékonysági foka
* [[CCD]] spektrális érzékenysége, kvantumhatásfoka
* égbolt háttérfényessége
A nagy felbontású spektrumok hosszabb expozíciós időt igényelnek, mivel a nagy felbontás fénysűrűség-csökkenéssel jár, ami hosszabb expozíciós időhöz vezet. Az expozíciós idő meghatározása a következőképpen történik:
<!--egyenlet-->
480. sor:
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="center" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"|
|-style="background:#BACCFF;"
! colspan="4" | <center>Színképelemző műszerek: [[műhold]]ak, [[spektrográf]]ok, [[spektrométer]]ek<center>
|-
497. sor:
| FLAMES
| Fibre Large Array Multi Element Spectrograph ([[Very Large Telescope|VLT]])
|
|-
| FUSE
| Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
| Távoli ultraibolya spektroszkópiai megfigyelő
|-
| GHRS
| Goddard High-Resolution Spectrograph ([[Hubble Space Telescope|HST]])
| Goddard nagy felbontású spektrográf
|-
| GIRAFFE
| Grating Instrument for Radiation Analysis with a Fibre Fed Échelle ([[Very Large Telescope|VLT]])
|
|-
| GMOS
| Gemini Multi-Object Spectrograph ([[Gemini távcső]])
| Gemini multiobjektum-spektrográf
522. sor:
== Spektroszkópiai módszerek ==
'''I. Radiális sebesség mérések''' a [[Doppler-effektus]] felhasználásával. A színképelemzés felvilágosítást adhat egy égitest radiális (látóirányú) sebességéről. Ehhez a Doppler által felfedezett, és róla elnevezett [[Doppler-effektus]]t használják fel. Ha egy fényforrás távolodik vagy közeledik tőlünk, akkor hullámhossz-eltolódást mutat a vörös ill. a kék felé. A Doppler-eltolódás legvilágosabban a színképvonalakon mutatkozik meg. Az eltolódás mértékéből meghatározható a v<sub>r</sub> radiális sebesség, a <math>v_r = c z = c \frac{\Delta \lambda }{\lambda}</math> összefüggés alapján, ahol ''Δλ'' a ''λ'' hullámhossz megváltozása, ''c'' pedig a fénysebesség. Ennek alapján például megállapíthatjuk a Nap radiális sebességét, mégpedig a napkorong szélein mutatkozó Doppler-effektus segítségével. A radiális sebességre vonatkozó képletbe írjuk a H<sub>α</sub> vonal hullámhosszát (λ = 641,0256
Itt analógiát találhatunk a világegyetem tágulásával, mivel az égitestek egymástól való távolodás az okozója a kozmikus vöröseltolódás jelenségnek. A [[vöröseltolódás]] mértékét a z = Δλ / λ kifejezés adja meg.
538. sor:
== Lásd még ==
* [[Nap]]
* [[csillag]]
* [[spektroszkópia]]
* [[galaxis]] A galaxisok színképe
* [[Csillagászati színképosztályozás]] A színképosztályok definiálása, színképosztályozási rendszerek. A standardcsillagok listája ugyancsak itt található meg
* [[Hertzsprung-Russell diagram]] Alapvető összefüggés a csillagok [[csillag|állapothatározói]] között
* [[Bohr-féle atommodell]] A Bohr-modellel magyarázható az égitestek vonalas színképe
* [[fény]] A látható elektromágneses sugárzás, a fény sebessége
* [[elektromágneses spektrum]] A teljes elektromágneses színkép tartományairól részletesen
* [[Doppler-effektus]]
* [[fotometria]] (csillagászati fényességmérés) A színképelemzés mellett az asztrofizika másik legeredményesebb vizsgálati módszere
== Források ==
{{commons|Astronomical spectroscopy}}
* Jacqueline Mitton: Cambridge Dictionary of astronomy
* A. David Thackeray: Astronomical spectroscopy
* J. Sz. Sklovszkij: Csillagok – születésük, életük, pusztulásuk
* Hebling János, Almási Tibor: Képalkotás és spektroszkópia THz-es sugárzással: a csillagászattól az orvosi alkalmazásokig. [[Magyar Tudomány]] 2005. 12. sz. ISSN 0025-0325 (teljes szöveg elérhető itt [http://www.matud.iif.hu/mttart.html])
* Fűrész Gábor: Multiobjektum spektrográfia a modern csillagászatban. [[Természet Világa]] 2004. 4. sz. ISSN 0040-3717 (A folyóirat archívuma elérhető itt [http://www.kfki.hu/chemonet/TermVil/index.html])
* Veszprémi Tamás–Nyulászi László: A fotoelektron-spektroszkópia alkalmazási lehetőségei és legújabb módszerei. [[Magyar Kémikusok Lapja]] 1997. 3. sz. ISSN 0025-0163 (52–53. évf. számai elérhetők itt [http://epa.oszk.hu/html/vgi/boritolapuj.phtml?id=00588])
* Vinkó József–Szatmáry Károly–Kaszás Gábor–Kiss László: A csillagok színképe. Meteor Csillagászati évkönyv 1998 (kiadja a Magyar Csillagászati Egyesület [http://www.mcse.hu])
* The Messenger/El Mensajero 2002. december (Az ESO havonta megjelenő, interneten is elérhető kiadványa [http://www.eso.org/gen-fac/pubs/messenger/])
* [http://www.uni-miskolc.hu/~www_fiz/modern1/08.htm Gázok és gőzök színképe, Bohr-posztulátumok, Franck-Hertz-kísérlet. A H-atom Bohr-modellje], [[Miskolci Egyetem]]
* [http://www.konkoly.hu/evkonyv/ccd/furesz.html Fűrész Gábor: CCD-kamerák a csillagászatban]
* http://www.astro.u-szeged.hu/spectra/spektro5.html Vinkó József-Szatmáry Károly-Kaszás Gábor-Kiss László: A csillagok színképe, Meteor [[csillagászati évkönyv|Csillagászati Évkönyv]]ben, 1998
* [http://www.sdss.org Az SDSS honlapja]
* [http://www.aao.gov.au/2df/ AAOmega spektrográf, 2dF-rendszer] (angol)
* http://www.ast.cam.ac.uk./AAO/local/www/aaomega/Hectospec/Hectoechelle
* [http://www.answers.com/topic/astronomical-spectroscopy Astronomical spectroscopy]
* http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/spectra.html Egy színes oldal a spektrumokról (angol)
* [http://www.cfai.dur.ac.uk/fix/spectroscopy/spectroscopy_new.html Spectroscopy], Durnhami Egyetem, Csillagászati Eszközök Csoportja
* [http://cfa-www.harvard.edu/oir/MMT/MMTI/index.html Smithsonian Astrophysical Observatory, converted Multiple Mirror Telescope] (angol)
* [http://laserstars.org/spectra/ History of Astronomical Spectroscopy]
* [http://www.pd.astro.it/E-MOSTRA/NEW/A4001FOT.HTM Astronomical spectroscopy and photometry]
{{portál|csillagászat}}
| |||