Astronomie

Pouvez-vous identifier la « signature » d'une étoile à partir de sa spectroscopie ?

Pouvez-vous identifier la « signature » d'une étoile à partir de sa spectroscopie ?

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J'ai entendu une discussion entre amis :

Si votre vaisseau spatial était transporté à un endroit aléatoire de notre galaxie, vous pourriez identifier les étoiles proches par leur signature, puis trianguler votre position.

Un autre ami a répondu.

La signature d'une star n'est pas suffisamment unique. Vous ne pouvez pas identifier une étoile par spectroscopie.

Un troisième ami est intervenu

Il y aurait suffisamment de pulsars uniques pour déterminer votre position.

Je suis ressorti pas convaincu sur la question de la spectroscopie stellaire.

Ma question est: Pouvez-vous identifier la « signature » d'une étoile à partir de sa spectroscopie ?


En réalité, non - il y a trop d'étoiles avec le même spectre.

L'idée du pulsar est bonne, cependant. Il y a une raison pour laquelle notre emplacement par rapport à certains pulsars brillants a été envoyé sur les plaques du Voyager : nous sommes convaincus qu'une civilisation qui en trouverait pourrait alors trouver notre soleil et nous, car les fréquences des pulsars sont suffisamment uniques.


La réponse est non, mais pas seulement pour la raison que vous supposez.

Chaque étoile a probablement une composition chimique différente et donc un spectre différent. Cependant, de nombreuses étoiles ont une composition chimique très similaire, et les étoiles nées dans un amas ont une composition presque identique.

Par conséquent, les spectres stellaires, bien qu'ayant le potentiel d'être un identifiant unique, ne sont actuellement pas mesurés avec une précision suffisante pour rendre cela possible.

Cependant, une autre raison pour laquelle ce que vous suggérez ne fonctionnera pas est que dans l'ensemble, nous ne pouvons obtenir des spectres que pour les étoiles à l'intérieur d'un rayon modeste du Soleil, surtout si les étoiles sont proches du plan galactique. On pourrait travailler dans l'infrarouge, mais les spectres des étoiles brillantes sont généralement moins distinctifs dans l'infrarouge.

Vous pouvez utiliser une base de données de positions, de grandeurs absolues et types spectraux et probablement déterminer où vous étiez s'il était raisonnablement proche du Soleil. Notez que cela ne fonctionne que si vous êtes transporté rapidement (en termes de durées de vie évolutives stellaires).

Un meilleur pari est de regarder les positions des groupes de galaxies locales (par exemple les nuages ​​de Magellan, Andromède), qui seront dans des positions sensiblement différentes. De plus, les amas globulaires peuvent jouer un rôle, car beaucoup d'entre eux ont des abondances chimiques distinctes et de multiples populations et sont répartis autour de la Galaxie et hors du plan galactique.

L'idée des pulsars ne fonctionne pas du tout parce que : (a) Le rayonnement des pulsars est rayonné dans un petit angle, de sorte qu'ils ne seraient pas visibles de la même manière depuis un autre emplacement galactique. (b) Au moment où vous êtes arrivé à un autre endroit galactique (à moins que le voyage plus rapide que la lumière ne soit postulé), certains pulsars se seront éteints, tous auront considérablement changé leurs impulsions et leurs périodes, car la durée de vie totale du phénomène pulsar est de l'ordre un million d'années.


Spectroscopie

Spectroscopie
Haute résolution spectroscopie résout les transitions rotationnelles individuelles dans une bande vibratoire. Les spectres de réflexion détectent que de larges creux sont produits lorsque les photons solaires traversent l'atmosphère et sont absorbés avant d'être renvoyés par les nuages.

Spectroscopie dans l'espace
Pourquoi est-il important de performer spectroscopie dans différentes parties du spectre EM ? Eh bien, il y a beaucoup de réponses à cette question. Fondamentalement, la raison en est que la fenêtre optique est si petite que nous manquons juste une grande partie de l'action ! .

Spectroscopie /spɛkˈtr 'skəpi/ est l'étude de l'interaction entre la matière et le rayonnement électromagnétique.[1][2] Historiquement, spectroscopie née de l'étude de la lumière visible dispersée selon sa longueur d'onde, par un prisme.

Un spectrographe sépare la lumière en ses longueurs d'onde constitutives. le

de lumière optique produit l'arc-en-ciel familier.

est un outil clé en astronomie. En obtenant et en analysant le spectre d'un objet distant, les astronomes peuvent identifier de quel type d'objet il s'agit et déterminer une multitude de caractéristiques pour l'objet.

et astronomie
Les astronomes ne regardent généralement pas à travers leurs grands télescopes. La plupart du temps, les grands télescopes collectent la lumière pour un spectrographe, qui diffuse la lumière en un arc-en-ciel. Chaque type d'atome ou d'ion a certaines longueurs d'onde spéciales qu'il peut absorber ou émettre.

utilise le principe suggéré pour la première fois par Isaac Newton, selon lequel la lumière blanche est une combinaison de nombreuses couleurs de lumière différentes, et un prisme peut être utilisé pour séparer la lumière blanche en un arc-en-ciel appelé spectre (pluriel : spectres).

est une technique dans laquelle la lumière visible provenant d'objets (comme les étoiles et les nébuleuses) est examinée pour déterminer la composition, la température, le mouvement et la densité de l'objet.

a commencé en 1666 lorsque Sir Isaac Newton a découvert que la lumière blanche passant à travers un prisme de verre divisait la lumière en un arc-en-ciel. Pour confirmer cela, Newton a passé l'arc-en-ciel à travers un autre prisme et il s'est recombiné en lumière blanche.

est l'un des outils les plus importants de l'astronome.
Supplément.

groupe est particulièrement actif dans l'accompagnement des débutants et des jeunes talents. Nous offrons toujours de l'aide pour publier des articles. Quiconque souhaite effectuer un travail pertinent, publier de nouvelles idées sur le sujet et entamer une discussion internationale est entre de bonnes mains avec Spektrum.

et les histoires de formation d'étoiles de 3 ≤ z ≤ 4 galaxies au repos⋆
C. Schreiber1,12, K. Glazebrook2, T. Nanayakkara1,2, G. G. Kacprzak2, I. Labb 1,2, P. Oesch3, T. Yuan4, K.-V. Tran5,6, C. Papovich7, L. Spitler8,9,10 et C. Straatman11.

Retour à la physique atomique et

, ce sont les électrons qui sont la cause principale des raies d'absorption que nous voyons dans les spectres stellaires. Bohr a proposé un modèle simple pour les atomes qui nécessitait que les électrons occupent des « orbites » autour du noyau.

En 1860, le physicien allemand Gustav Kirchhoff est devenu le premier à utiliser

d'identifier un élément du Soleil lorsqu'il a trouvé la signature spectrale du sodium gazeux. Dans les années qui ont suivi, les astronomes ont trouvé de nombreux autres éléments chimiques dans le Soleil et les étoiles.

: Depuis l'Antiquité, les prismes étaient connus depuis longtemps pour décomposer la lumière blanche en un spectre de couleurs. En 1800, Sir William Herschel découvrit que le spectre comprenait également une lumière que l'œil ne pouvait pas voir - le rayonnement infrarouge. Bientôt, le spectre électromagnétique complet a été révélé.

est l'étude des spectres des objets astronomiques.
Spectre
En astronomie, le spectre d'un objet astronomique est l'arc-en-ciel du rayonnement électromagnétique émis par l'objet, séparé en ses longueurs d'onde constitutives.

-
Une technique par laquelle la lumière des objets astronomiques est décomposée en ses couleurs constitutives. Le rayonnement des différents éléments chimiques qui composent l'objet peut être distingué, donnant des informations sur l'abondance de ces éléments et leur état physique.
Galaxie stellaire- .

: L'étude des spectres. Chaque atome ne peut émettre ou absorber que certaines énergies ou longueurs d'onde.

- En astronomie, c'est l'étude des matières astronomiques.
Spectre - 1. Toute la gamme de rayonnement électromagnétique, également appelée lumière. 2. Énergie créée à partir d'une source rayonnante.

fait référence à l'utilisation de la lumière visible dispersée en fonction de sa longueur d'onde, par ex.
.

- L'enregistrement et l'analyse des spectres
Spicule - Un jet de gaz chaud se déplaçant vers l'extérieur à travers la chromosphère du Soleil
Bras en spirale - Une caractéristique longue et étroite d'une galaxie spirale dans laquelle se trouvent du gaz interstellaire, de jeunes étoiles et d'autres jeunes objets.

: La création et la mesure de très petits intervalles d'énergie dans le spectre d'une source.
spectre : Le nombre de photons, en fonction de la longueur d'onde, qu'une source produit. La forme plurielle de spectre est spectres.

il faut répartir la lumière entrante dans ses longueurs d'onde individuelles.

Une technique utilisée par les astronomes qui leur permet de déterminer les propriétés, telles que la composition, la température et le mouvement dans l'espace, des objets célestes en analysant les spectres des objets célestes.

utilisé pour trouver la composition des étoiles?
Comment les scientifiques savent-ils que les lois de la physique sont les mêmes partout dans la Galaxie et sont les mêmes depuis des milliards d'années ?
Comment la quantité de décalage Doppler dans les raies spectrales dépend-elle de la vitesse relative ?

L'analyse de la lumière pour déterminer, par l'étude des raies spectrales, la composition chimique et les conditions de l'objet qui la produit, ainsi que le mouvement et la vitesse de cet objet en direction ou en éloignement de la Terre.

et la photographie ont été adoptées pour la recherche astronomique au 19ème siècle.

a permis à l'équipe de mesurer les vitesses d'expansion d'un matériau extrêmement faible à l'intérieur du vestige, ce qui a fourni la troisième dimension cruciale.

- diffuser la lumière que nous recevons d'un objet dans ses couleurs individuelles - peut être utilisé pour déterminer une composition approximative de Pluton. Il semble être composé d'un mélange de roche et de glace. Aux pôles se trouve du méthane gelé. De plus, du méthane et de la neige azotée y tombent.

révèle la présence de méthane congelé comme constituant majeur de la surface. Pluton est la seule planète du système solaire sur laquelle le méthane existe à l'état solide, ce qui implique que la température de surface de Pluton ne dépasse pas 50 K.

permet aux astronomes de déterminer la composition chimique des étoiles.
spectre Voir spectre électromagnétique.

est un outil précieux pour comprendre la composition des objets dans le ciel. Cependant, les déductions qui ont été faites sur la quantité d'eau sur Mars dans les années 1870 étaient problématiques car il n'y a tout simplement pas d'océans et de mers sur Mars comme l'avaient suggéré Colbert et Proctor.

a été utilisé pour diffuser l'émission infrarouge de la poussière dans les longueurs d'onde des composants (comme la façon dont un prisme révèle les couleurs dans la lumière visible). L'analyse du disque interne suggère qu'il est composé de petites particules de silicates plus chaudes que prévu.

Technique d'observation du spectre de la lumière visible d'un objet pour déterminer sa composition, sa température, sa densité et sa vitesse.
Spectre .

- (n.)
La science de l'analyse du spectre des étoiles ou d'autres sources de lumière.
spectre - (n.) .

Etude des spectres, notamment en tant que révélateur des propriétés de la source lumineuse.
spectre .

est la technique clé par laquelle les propriétés physiques des corps astronomiques sont révélées.

laboratoires en Europe, à développer dans Europlanet2020
VAMDC
Centre de données atomique et moléculaire virtuel .

et photométrie, on peut mesurer v(t) et le flux observé f(t).

, le changement de la longueur d'onde de la lumière diffusée par les molécules. [A84]
(b) Le changement de longueur d'onde lors de la diffusion. Il provient du rayonnement excitant (ou désexcitant) des atomes ou des molécules à partir de leurs états initiaux. [H76]
Effet Ramsauer.

de la Young Stellar Association Price-Whelan 1
Fondation Via Simons
Partager .

menées de 2001 à 2005 ont révélé la présence de glace d'eau ainsi que de dioxyde de carbone gelé à la surface de Titania, ce qui à son tour suggérait que la lune pourrait avoir une atmosphère de dioxyde de carbone ténue avec une pression de surface d'environ 10 nanopascals (10-13 bar ).

a découvert du monoxyde de carbone et du dioxyde de carbone dans la haute atmosphère d'Uranus, ainsi que la présence de nuages ​​glacés de vapeur d'eau et d'autres substances volatiles, telles que l'ammoniac et le sulfure d'hydrogène.

En 1666, Isaac Newton montra qu'un prisme séparait la lumière blanche en un spectre de ses éléments constitutifs, plutôt que de créer les couleurs de l'arc-en-ciel visibles.

recherche des changements dans le spectre d'une étoile, qui indiquent qu'elle se déplace d'avant en arrière. Plus l'étoile bouge, plus la planète doit être massive en orbite autour d'elle. Également connue sous le nom de méthode Wobble.

est l'étude des caractéristiques détaillées du spectre d'une étoile, réalisée en mesurant l'intensité de la lumière de l'étoile à autant de longueurs d'onde différentes que possible.

, la dispersion de la lumière dans ses couleurs composantes pour déterminer la distribution de l'énergie stellaire en fonction de la longueur d'onde, produit des types spectraux, des classes de luminosité, des forces d'absorption et des caractéristiques d'émission à partir desquelles la composition chimique peut être déduite, et des décalages Doppler.

: technique de mesure des propriétés du spectre électromagnétique produit par une substance. En astronomie, par exemple, il peut être utilisé pour analyser la lumière émise par un objet céleste afin de déterminer sa composition chimique.

L'analyse de la lumière en la séparant par longueurs d'onde (couleurs, en lumière visible). Spectre Rayonnement électromagnétique classé par ordre de longueur d'onde. Un arc-en-ciel est un spectre naturel de lumière visible du Soleil.

, une longueur d'onde particulière du rayonnement émis, plus intense que le continuum de fond. mesure des émissions. L'intégrale du carré de la densité électronique sur le volume, les unités sont en volume inverse (par m cube). éphémérides.

, une mesure du pouvoir de résolution d'un spectroscope ou d'un spectrographe, généralement exprimée en angströms par millimètre. 5.

Un ajustement d'une ellipse aux observations partielles (couplée avec

) donne une période orbitale de 17,123 jours et une taille orbitale moyenne de 0,28 UA (qui, d'après l'analyse théorique des étoiles elles-mêmes, est probablement plus proche de 0,24 UA).

pendant un certain temps, ce qui signifie que j'ai regardé des diagrammes de lignes et essayé d'identifier les lignes, et j'ai appris que les atomes de titane ont beaucoup de transitions électroniques différentes parce que quand vous regardez un spectre solaire, on dirait que quelqu'un vient de lancer titane au Soleil.

par l'introduction de techniques basées sur la photographie et

. L'intérêt s'est déplacé de la détermination des positions et des distances des étoiles à l'étude de leur composition physique (voir structure stellaire et évolution stellaire). Les raies sombres du spectre solaire qui avaient été observées par W. H.

(Consultez le guide d'étude pour cette leçon)
Les étoiles ne sont pas simplement des boules de gaz. Ils ont une structure qui définit leur fonctionnement et affecte leur aspect de surface. Dans cette leçon, je vais vous montrer l'anatomie d'une étoile, en prenant le Soleil comme exemple.

Cependant, nous ne pouvons généralement pas envoyer d'engins spatiaux et la plupart des compositions d'astéroïdes sont déterminées à l'aide de l'infrarouge

à partir de télescopes au sol. Dans l'infrarouge, différents minéraux absorbent différentes longueurs d'onde de lumière.

En 1865, l'astronome amateur anglais William Huggins a utilisé son

méthode pour examiner la nébuleuse montrant qu'elle, comme d'autres nébuleuses qu'il avait examinées, était composée de "gaz lumineux".

Les spectres et les données spectroscopiques elles-mêmes n'apparaissent presque jamais dans les nouvelles et sont souvent considérées comme trop difficiles et compliquées à comprendre.

déterminé que les deux montrent exactement la même empreinte digitale. Ils sont une seule et même chose. Une galaxie massive au premier plan, invisible dans la plupart des images QSO 0957+561, a courbé l'espace et forcé la lumière du quasar à emprunter deux routes distinctes pour nous atteindre.

L'équipe de recherche, qui comprend Jim Cleaves du Carnegie's Geophysical Laboratory, a été financée par le programme postdoctoral de la NASA et a utilisé

les techniques de purification et d'analyse varient d'échantillons provenant de 11 chondrites carbonées différentes et d'une uréilite, .

Les expériences se répartissent en quatre catégories : imagerie, masse

, des expériences sur la poussière et des expériences sur le plasma. La caméra (HMC) a été conçue pour suivre et imager le noyau afin de déterminer sa forme et sa taille et, en outre, pourrait surveiller les structures dans le coma de la poussière.

a révélé la présence de glace d'eau ainsi que de dioxyde de carbone gelé à sa surface. Il a une densité de 1,71 g/cm³ qui indique une consistance égale de glace d'eau et de composants denses non glacés. C'est la plus massive des lunes d'Uranian et la 8e lune la plus massive du système solaire.

: spectrographe, prisme, réseau de diffraction, grism(*), échelle(*), étalon Fabry-Perot, .

La curieuse atmosphère de Tytalus a été détectée à l'âge interplanétaire via

, mais ce n'est que lorsque la planète a été atteinte en 3219AT que la cause de sa composition particulière a été découverte une biosphère complexe qui produit du chlore libre comme sous-produit de la photosynthèse.

Les binaires non visuels ne peuvent pas être résolus à l'aide d'un télescope, mais ils peuvent être divisés en leurs composants respectifs par

(binaires spectroscopiques), ou des moyens plus ésotériques, tels que l'occultation (binaires à éclipse), ou les anomalies du mouvement propre (binaires astrométriques).

Un groupe électrogène nucléaire devra être conçu pour la mission ainsi que des équipements de cartographie haute résolution

.
Objectifs scientifiques. La grande mission d'exploration interplanétaire vers Neptune aurait plusieurs objectifs scientifiques : .

Donc, au lieu de cela, ma thèse était basée en grande partie sur le laboratoire

. Être capable de faire tout ce travail de laboratoire pour le doctorat. m'a très bien préparé pour mon post-doc : travailler avec l'ensemble de données de l'instrument THEMIS (Thermal Emission Imaging System) de Mars Odyssey. (THEMIS est un spectromètre imageur.) .

La diffusion (généralement appelée coma) et la queue sont composées de gaz et/ou de poussières de diverses compositions atomiques ou moléculaires, comme le prouve

. Le matériau de la coma et de la queue provient d'un noyau beaucoup plus petit qui est généralement invisible en raison de l'activité lumineuse de la coma environnante.

La théorie quantique est utilisée dans une grande variété d'applications dans la vie quotidienne, y compris les lasers, les CD, les DVD, les cellules solaires, les fibres optiques, les appareils photo numériques, les photocopieurs, les lecteurs de codes-barres, les lampes fluorescentes, les lampes LED, les écrans d'ordinateur, les transistors, les semi-conducteurs. -conducteurs, supraconducteurs,

WR 124 est l'une des étoiles en fuite connues les plus rapides de la Voie lactée, avec une vitesse radiale d'environ 200 km/s. L'étoile a été découverte par l'astronome américain et

pionnier Paul W. Merrill en 1938. Il est classé comme variable éruptive avec une gamme de magnitudes 0,08.

L'observatoire de Yohkoh a été lancé le 31 août 1991 depuis le Japon. Depuis, le satellite a renvoyé de nombreuses images X et gamma du Soleil. Il utilise quatre instruments spéciaux, dont deux utilisent

. Les deux autres utilisent des rayons X. Ensemble, ils renvoient des images dans une lumière que nous ne pouvons pas voir normalement.

La disposition focale d'un télescope à réflexion dans lequel les miroirs dirigent la lumière vers un foyer fixe au-delà des limites du mouvement du télescope. généralement dans une pièce séparée, utilisée principalement pour

.
Densité critique
La densité moyenne de l'univers nécessaire pour rendre sa courbure plate.

Le télescope spatial James Webb a donné aux scientifiques la possibilité de collecter des informations sur un certain nombre de types d'étoiles qui existaient bien au début du développement de la galaxie. Observations utilisant

a permis aux astronomes de rechercher des centaines de milliers de galaxies et d'obtenir des réponses à leur formation et de voir comment.

Ils ont découvert que la lumière provenant de n'importe quelle source, qu'il s'agisse d'une bougie ou d'une étoile, est composée d'une combinaison de longueurs d'onde en fonction des atomes et des molécules qui émettent la lumière. Cette science (

) permet aux astronomes de déterminer quels éléments doivent être présents à la surface d'une étoile donnée.

L'invention du télescope et la découverte des lois du mouvement et de la gravité au XVIIe siècle ont fait prendre conscience que les étoiles étaient comme le soleil, obéissant toutes aux mêmes lois de la physique. Au XIXe siècle, la photographie et

- l'étude des longueurs d'onde de la lumière qu'émettent les objets - l'a fait.

Le puzzle de molécules inhabituelles dans l'espace lointain qui absorbent certaines longueurs d'onde de la lumière des étoiles revient à découvrir les secrets de la pierre de Rosette, selon Rob Sharp de l'École de recherche d'astronomie et d'astrophysique de l'Université nationale australienne. "C'est le problème le plus ancien de l'astronomie

Les collisions ont agité l'atmosphère de la planète, chauffant les gaz intérieurs à l'incandescence - le point auquel ils produisent de la lumière - et les amenant à la surface. Les scientifiques ont capturé des images détaillées de ces gaz avec des télescopes situés sur la terre et dans l'espace, et ont utilisé

OASIS : système optiquement adaptatif pour l'imagerie

OEA : Observatoire Astronomique de Strasbourg
OAT : Osservatorio Astronomico di Trieste
OBELICS : OBservatoire E-environnements liés par des défis communs
OBSPAR : Observatoire de Paris
OU : Université ouverte.


Spectroscopie en temps réel RSPEC pour héberger une présentation en ligne

Tom Field de RSPEC Real Time Spectroscopy organisera une présentation en ligne le 21 juillet pour montrer comment capturer des spectres stellaires à l'aide de télescopes aussi petits que 6 pouces ou avec des appareils photo reflex numériques. Le programme de spectroscopie se déroulera à l'aide de Zoom et sera hébergé par la Mid-Hudson Astronomical Association. L'inscription à la présentation est disponible ici.

Image 1

Field décrira le processus de spectroscopie qui peut être utilisé avec un équipement amateur et sans dépenses majeures, un ciel sombre ou un doctorat. En astrophysique. Il expliquera la science simple des spectres et montrera des exemples d'efforts amateurs.

Au cours de la présentation, les téléspectateurs apprendront qu'avec juste un petit télescope, vous pouvez facilement :

– déterminer le type d'étoile OBAFGKM et la température de n'importe quelle étoile à partir de sa courbe spectrale.

– identifier la composition d'une étoile ou d'une nébuleuse à partir de ses raies d'émission et d'absorption

– détecte le décalage vers le rouge cosmologique d'un quasar lointain.

– mesure le décalage vers le bleu de la coquille en expansion d'une supernova alors qu'elle se dirige vers nous à des millions de miles/heure.

Le logiciel RSpec de RSPEC Real Time Spectroscopy vous permet de passer rapidement d'une image statique (FITS, JPG, etc. ou DSLR) ou d'un fichier vidéo à un graphique de spectre calibré - en temps réel. Cela signifie que vous pouvez voir le graphique du spectre d'une étoile ou d'une planète instantanément, directement depuis votre télescope.

Le processus est accompli à l'aide du réseau Star Analyzer peu coûteux de RSpec (illustré dans l'image 1) qui peut être installé sur presque n'importe quel appareil photo ou télescope.

Vous pouvez en savoir plus sur la façon dont vous pouvez profiter de la spectroscopie sur le site Web de la spectroscopie en temps réel de la RSPEC.

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Types de spectres

Dans ces expériences, il y avait donc trois types de spectres différents. Un spectre continu (formé lorsqu'un gaz solide ou très dense émet un rayonnement) est un ensemble de toutes les longueurs d'onde ou couleurs de l'arc-en-ciel. Un spectre continu peut servir de toile de fond à partir de laquelle les atomes d'un gaz beaucoup moins dense peuvent absorber la lumière. Une ligne sombre, ou spectre d'absorption, consiste en une série ou un motif de lignes sombres (couleurs manquantes) superposées au spectre continu d'une source. Une ligne lumineuse, ou spectre d'émission, apparaît sous la forme d'un motif ou d'une série de lignes lumineuses, elle est constituée de lumière dans laquelle seules certaines longueurs d'onde discrètes sont présentes. (La figure 3 montre un spectre d'absorption, tandis que la figure 4 montre le spectre d'émission d'un certain nombre d'éléments communs avec un exemple de spectre continu.)

Lorsque nous avons un gaz chaud et mince, chaque élément ou composé chimique particulier produit son propre motif caractéristique de raies spectrales - sa signature spectrale. Il n'y a pas deux types d'atomes ou de molécules qui donnent les mêmes motifs. En d'autres termes, chaque gaz particulier ne peut absorber ou émettre que certaines longueurs d'onde de la lumière propre à ce gaz. En revanche, les spectres d'absorption se produisent lors du passage de la lumière blanche à travers un gaz mince et froid. La température et d'autres conditions déterminent si les lignes sont claires ou sombres (si la lumière est absorbée ou émise), mais les longueurs d'onde des lignes pour n'importe quel élément sont les mêmes dans les deux cas. C'est le motif précis des longueurs d'onde qui rend la signature de chaque élément unique. Les liquides et les solides peuvent également générer des raies ou des bandes spectrales, mais elles sont plus larges et moins bien définies, et donc plus difficiles à interpréter. L'analyse spectrale, cependant, peut être très utile. Il peut, par exemple, être appliqué à la lumière réfléchie par la surface d'un astéroïde proche ainsi qu'à la lumière d'une galaxie lointaine.

Les raies sombres du spectre solaire témoignent ainsi de certains éléments chimiques entre nous et le Soleil absorbant ces longueurs d'onde de la lumière solaire. Parce que l'espace entre nous et le Soleil est assez vide, les astronomes ont réalisé que les atomes absorbant doivent être dans une fine atmosphère de gaz plus froid autour du Soleil. Cette atmosphère extérieure n'est pas si différente du reste du Soleil, juste plus mince et plus froide. Ainsi, nous pouvons utiliser ce que nous apprenons sur sa composition comme indicateur de la composition du Soleil dans son ensemble. De même, nous pouvons utiliser la présence de raies d'absorption et d'émission pour analyser la composition d'autres étoiles et nuages ​​de gaz dans l'espace.

Une telle analyse des spectres est la clé de l'astronomie moderne. Ce n'est qu'ainsi que nous pouvons « échantillonner » les étoiles, qui sont trop éloignées pour que nous puissions les visiter. Le rayonnement électromagnétique des objets célestes contient des informations claires sur la composition chimique de ces objets. Ce n'est qu'en comprenant de quoi étaient faites les étoiles que les astronomes ont pu commencer à formuler des théories sur ce qui les faisait briller et comment elles ont évolué.

En 1860, le physicien allemand Gustav Kirchhoff est devenu la première personne à utiliser la spectroscopie pour identifier un élément du Soleil lorsqu'il a découvert la signature spectrale du sodium gazeux. Dans les années qui ont suivi, les astronomes ont trouvé de nombreux autres éléments chimiques dans le Soleil et les étoiles. En fait, l'élément hélium a d'abord été trouvé dans le Soleil à partir de son spectre et n'a été identifié que plus tard sur Terre. (Le mot « hélium » vient de hélios, le nom grec du Soleil.)

Pourquoi y a-t-il des lignes spécifiques pour chaque élément ? La réponse à cette question n'a été trouvée qu'au XXe siècle, elle a nécessité le développement d'un modèle pour l'atome. Passons donc à un examen plus approfondi des atomes qui composent toute la matière.

Voici une simulation interactive des spectres de nombreux atomes.

Les arcs-en-ciel sont une excellente illustration de la dispersion de la lumière solaire. Vous avez de bonnes chances de voir un arc-en-ciel à tout moment entre le soleil et une averse, comme illustré à la figure 5. Les gouttes de pluie agissent comme de petits prismes et brisent la lumière blanche dans le spectre des couleurs. Supposons qu'un rayon de soleil rencontre une goutte de pluie et y passe. La lumière change de direction - est réfractée - lorsqu'elle passe de l'air à l'eau, les lumières bleue et violette sont plus réfractées que la rouge. Une partie de la lumière est ensuite réfléchie à l'arrière de la goutte et réémerge par l'avant, où elle est à nouveau réfractée. En conséquence, la lumière blanche est répartie dans un arc-en-ciel de couleurs.

Figure 5. (a) Ce diagramme montre comment la lumière du Soleil, qui est située derrière l'observateur, peut être réfractée par les gouttes de pluie pour produire (b) un arc-en-ciel. (c) La réfraction sépare la lumière blanche en ses couleurs composantes.

Notez que la lumière violette se trouve au-dessus de la lumière rouge après avoir émergé de la goutte de pluie. Cependant, lorsque vous regardez un arc-en-ciel, la lumière rouge est plus haute dans le ciel. Pourquoi? Regardez à nouveau la figure 5. Si l'observateur regarde une goutte de pluie qui est haut dans le ciel, la lumière violette passe au-dessus de sa tête et la lumière rouge pénètre dans son œil. De même, si l'observateur regarde une goutte de pluie qui est basse dans le ciel, la lumière violette atteint son œil et la goutte apparaît violette, tandis que la lumière rouge de cette même goutte frappe le sol et n'est pas vue. Les couleurs de longueurs d'onde intermédiaires sont réfractées à l'œil par des gouttes dont l'altitude est intermédiaire entre les gouttes qui apparaissent violettes et celles qui apparaissent rouges. Ainsi, un seul arc-en-ciel a toujours du rouge à l'extérieur et du violet à l'intérieur.

Canadiens en astronomie

Les techniques de spectroscopie utilisées en astronomie brouillent les frontières entre la physique et la chimie. L'un des astronomes canadiens les plus influents était le regretté Gerhard Herzberg, un physicien spécialisé en spectroscopie moléculaire. Ses recherches sur la détection et l'examen des radicaux libres lui ont valu le prix Nobel de chimie en 1971.

Figure 6. Dr Gerhard Herzberg. (crédit : La physique au Canada, Volume 55, No. 4 (1999))

Né à Hambourg au début du XXe siècle, Gerhard voulait devenir astronome mais on lui a déconseillé ce projet. Il a plutôt étudié la physique à l'Institut de technologie de Darmstadt et a obtenu un doctorat en génie physique en 1928. Après avoir obtenu deux diplômes postdoctoraux, Gerhard a fui l'Allemagne nazie en 1935. Trois mois plus tard, il enseignait comme professeur à l'Université de la Saskatchewan et bientôt fait sa première découverte scientifique en identifiant la molécule CH+ (un radical libre) dans les nuages ​​interstellaires.

Le Dr Herzberg a écrit plusieurs articles scientifiques, six livres sur la spectroscopie atomique et moléculaire et perfectionné des méthodes d'étude des comètes et des atmosphères planétaires qui sont devenues des normes dans le monde entier. Il a réuni des équipes de recherche dans les domaines de la physique théorique et du solide pour le Conseil national de recherches du Canada. Il fut le premier à découvrir de l'eau dans les comètes et de l'hydrogène dans les atmosphères planétaires. Avec des distinctions entassées, Gerhard a laissé un héritage scientifique comme le montre l'Institut Herzberg d'astrophysique.


Lois de Kirchoff et spectroscopie

L'étude du rayonnement du corps noir est un exercice utile. Cependant, j'ai souligné à quelques reprises que le rayonnement du corps noir n'est émis que par un radiateur « idéal » ou « parfait ». En réalité, peu d'objets émettent exactement un spectre de corps noir. Par exemple, considérons les deux spectres que vous avez vus sur une page précédente : le soleil et une étoile bleue en retard. Rappelez-vous que le rayonnement du corps noir est continu sans interruption. Si vous regardez les deux spectres d'étoiles, vous voyez qu'il y a des bandes noires dans l'image du spectre du soleil et des zones dans le tracé où l'intensité va à zéro ou presque dans le spectre du traînard bleu. Ces lacunes dans le spectre où il n'y a pas de lumière émise sont appelées lignes d'absorption. D'autres sources astronomiques (ainsi que des sources lumineuses que vous pouvez tester en laboratoire) créent des spectres qui montrent peu d'intensité à la plupart des longueurs d'onde, mais quelques longueurs d'onde précises où l'on voit beaucoup d'intensité. Ceux-ci sont appelés lignes d'émission.

Au début de la spectroscopie, les expériences ont révélé qu'il existait trois principaux types de spectres. Les différences entre ces spectres et une description de la façon de les créer ont été résumées dans les trois lois de la spectroscopie de Kirchhoff :

  1. Un gaz solide, liquide ou dense lumineux émet de la lumière de toutes les longueurs d'onde.
  2. Un gaz chaud de faible densité vu sur un fond plus froid émet un spectre BRIGHT LINE ou EMISSION LINE.
  3. Un gaz froid de faible densité devant une source plus chaude d'un spectre continu crée un spectre DARK LINE ou ABSORPTION LINE.

Vous pouvez aussi résumer les lois de Kirchoff dans un diagramme, comme celui-ci :

Comme les lois du mouvement planétaire de Kepler, ce sont des lois empiriques. C'est-à-dire qu'ils ont été formulés sur la base d'expériences. Afin de comprendre l'origine des raies d'absorption et d'émission et les spectres qui contiennent ces raies, nous devons d'abord passer un peu de temps sur la physique atomique. Plus précisément, nous considérerons le modèle de Bohr de l'atome.

Chaque fois que vous étudiez la lumière d'un objet astronomique, rappelez-vous qu'il y a trois choses que vous devez considérer :

  1. l'émission de la lumière par la source,
  2. processus qui affectent la lumière pendant son voyage de la source à l'observateur, et
  3. le processus de détection de la lumière par l'observateur.

Nous observons des raies d'absorption lorsque la lumière d'une source de fond passe à travers un gaz froid. D'une manière ou d'une autre, c'est le gaz qui fait apparaître les raies d'absorption dans ce qui semblerait autrement être un spectre continu. Alors, que se passe-t-il à l'intérieur du gaz?

Un nuage de gaz est composé d'atomes, qui sont les plus petits composants d'un élément qui conservent toutes les propriétés de cet élément. A typical cloud of gas in space is likely to contain a lot of hydrogen and helium and trace amounts of heavier elements, like oxygen, nitrogen, carbon, and perhaps iron. The atoms inside the cloud of gas are made up of a nucleus of positively charged protons and neutrons, which have no charge. Surrounding the nucleus are one or more negatively charged electrons. Here is a cartoon image I put together of a helium atom:

The particles labeled n are neutrons, p are protons, and e are electrons.

Want to learn more?

For a bit more background and information on models of the atom, see a description by the folks at the Jefferson Lab.

Returning to atomic physics and spectroscopy, it is the electrons that are the primary cause of the absorption lines we see in stellar spectra. Bohr proposed a simple model for atoms that required the electrons to occupy “orbits” around the nucleus. The crucial part of his model is to understand that the electrons can seul exist in these specific orbits, and not in between. Each orbit has a specific energy associated with it—that is, when the electron is in a specific orbit, it has a specific amount of energy. Thus, the orbits can also be referred to as energy levels. If an electron absorbs exactly the energy difference between the level it is in and any higher level, it can move up to a higher level. Once an electron is in a higher level, it will eventually fall back down to a lower level (either all at once back down to level 1, or by a series of steps down to level 1), and each time it falls from one level to a lower one, it emits a photon that carries exactly the amount of energy equal to the difference in energy between the starting energy level and the ending energy level of the electron. This is shown below. In the top panel, the electrons are falling from higher levels to lower levels and are emitting photons. In the lower panel, the electrons are absorbing photons, causing them to jump to higher levels from their lower levels.

In the top panel above, there is an electron dropping from level 2 to level 1 and emitting a photon with an energy equal to the energy difference between those two levels. So, an astronomer studying the light from that cloud of gas will see an emission line in the spectrum of that cloud with a yellow color, the one labeled "2 - 1" in the spectrum on the right.

Let's tie this idea of electrons moving between energy levels back to the observed spectra of astronomical objects.

Absorption spectra

A continuous source of light emits photons with all different energies. When these photons pass through a foreground cloud (or clouds) of gas, they can encounter the atoms in that gas, each of which has a set of electrons with specific energy levels. Those photons that have precisely the correct energy to kick an electron in an atom of the gas up to a higher level can be absorbed. All those photons that do not have the exact amount of energy to excite an electron pass through the cloud without being absorbed. Thus, what we see after light from a blackbody (that is, the continuous source) passes through a cloud of gas is that most of the photons in a narrow range of frequency (or color) don't make it, leading to breaks, or absorption lines, in the otherwise continuous spectrum of the light source. The absorption lines all correspond precisely to wavelengths or frequencies that are determined by the energy difference between the energy levels of electrons in the atoms that make up the cloud. So, again referring to the energy level diagram above, when an electron goes from level 1 to level 2 by absorbing a photon, an astronomer will observe an absorption line at the frequency that corresponds to that 1 - 2 energy level difference.

Try This!

At the website for the PhET Interactive Simulations, they have a simulation that allows you to investigate models of the Hydrogen atom.

  1. Go to the Hydrogen atom simulation.
  2. Click on the play button on top of the image of the simulation to start the simulation. (Note: Your computer / browser may require you to download it rather than play it in the browser).
  3. In the simulation, use the selector in the top left to choose "Prediction."
  4. Select "Bohr."
  5. Turn on the power to the electron gun (click the red button on the drawing) and observe the simulation.

Emission spectra

If you have a low density cloud of gas that is being warmed by some process, the electrons in the atoms in that cloud of gas will not be in the lowest level—they will be in higher levels. So, as they cascade down to the ground level, they will emit photons with precise frequencies, giving rise to emission lines. Neon lights you see in store windows contain low density gas, and the electrons get excited when you run current through the bulb. As the electrons cascade down to the ground level (level 1), they emit emission lines in the red part of the spectrum. Here is an image of a neon containing bulb, and the spectrum it creates when you pass its light through a prism:

A few consequences

Finally, let's end this discussion of spectra with a few consequences of the above physics:


When an exoplanet transits in front of a star it blocks a fraction of the starlight that is given roughly by the ratio of the exoplanet radius to the stellar radius squared (i.e. the ratio of the projected areas).

The effective exoplanetary radius is then defined as the radius out to which the planet is opaque to the starlight attempting to "pass through it" on the way to us.

However, if the exoplanet has an atmosphere, then the edge of its occulting disk is is "fuzzy" and some light may be able to pass through its atmosphere on the way to us. The extent to which this happens will depend on the wavelength of the starlight and the composition of the exoplanet atmosphere.

desert/GMOS-Survey.html) the exoplanet has a larger effective radius at blue wavelengths and this results i a larger transit depth at those wavelengths.

As an example, consider an exoplanet which has an extended atmosphere that contains lots of sodium atoms. If you observe the transit through a filter (or with a spectrograph) at the wavelength of the prominent "sodium D lines" (589 nm) then the effective radius of the exoplanet (including its atmosphere which will be opaque to photons at this wavelength) and hence the transit depth will be larger than at wavelengths either side of 589nm.

Thus by measuring the transit depth as a function of wavelength you are effectively performing transmission spectroscopy of the exoplanet atmosphere. These measurements along with a model of the physical conditions in the atmosphere (temperature and pressure) lead to an estimate of the chemical abundances.


Can you identify a star's 'signature' from its spectroscopy? - Astronomie


Kirchhoff, on the left, and Bunsen


…within a comparatively few years, a new branch of astronomy has arisen which studies the sun, moon, and stars for what they are in themselves and in relation to ourselves.
Samuel Pierpont Langley
from his 1888 book The New Astronomy

I n 1835, Auguste Comte, a prominent French philosopher, stated that humans would never be able to understand the chemical composition of stars. He was soon proved wrong. In the latter half of the 19th century, astronomers began to embrace two new techniquesspectroscopy and photography. Together they helped bring about a revolution in people's understanding of the cosmos. For the first time, scientists could investigate what the universe was made of. This was a major turning point in the development of cosmology, as astronomers were able to record and document not only where the stars were but what they were as well.

"A totally unexpected discovery. "

Astronomical spectroscopy was an off-shoot of chemists' attempts to analyze materials on Earth as well as scientists' interest in the nature of color. There were some early forays into spectroscopy before 1850. Joseph Fraunhofer, for example, mounted a prism in front of the objective lens of a small telescope, making a crude spectroscope. He found that when light from the sun and bright stars like Sirius was analyzed there were characteristic absorption lines present in the spectrum produced. Fraunhofer, however, died before he could study this phenomenon more fully.


Fraunhofer's spectrum of the Sun, with dark lines
that are the signatures of known chemical elements.
The curve above shows overall brightness.

MORE on Spectrographs from the Smithsonian

A major advance was made in 1859 by Gustav Kirchhoff and Robert Bunsen (whose name should be familiar to every chemistry student). Bunsen's development of a powerful gas burner was essential for the research they did in Heidelberg, Germany. In 1859, Bunsen reported to a colleague that Kirchhoff had made "a totally unexpected discovery." He had identified the cause of the dark lines seen in the solar spectra by Fraunhofer and others. When certain chemicals were heated in Bunsen's burner, characteristic bright lines appeared. In some cases these were at exactly the same points in the spectrum as Fraunhofer's dark lines. The bright lines were light coming from a hot gas, whereas the dark lines showed absorption of light in the cooler gas above the Sun's surface.

The two scientists found that every chemical element produces a unique spectrum. This provides a sort of "fingerprint" which can confirm the presence of that chemical. Kirchhoff and Bunsen recognized that this could be a powerful tool for "the determination of the chemical composition of the Sun and the fixed stars." Throughout the 1860s, Kirchoff managed to identify some 16 different chemical elements among the hundreds of lines he recorded in the sun's spectrum. From those data, Kirchoff speculated on the sun's chemical composition as well as its structure.


If we were to go to the sun, and to bring some portions of it and analyze them in our laboratories, we could not examine them more accurately than we can by this new mode of spectrum analysis.
Warren de la Rue, 1861

E arly astronomical spectroscopy concentrated on the sun because of its brightness and its obvious importance to life on earth. In time, astronomers began to turn their attention to the myriad other stars available for study. Scientists like William Huggins and Angelo Secchi gathered as many spectra as possible and, like many scientists working in the nineteenth century, spent a considerable amount of time placing them into (and arguing the merits of) classification schemes. Three basic groups emerged: blue and white stars, yellow (or solar-type stars), and red stars.

In 1885, Edward C. Pickering at the Harvard College Observatory undertook an ambitious program of stellar spectral classification using spectra recorded on photographic plates. By 1890, a catalog of over 10,000 stars had been prepared that grouped them into thirteen spectral types. Following Pickering's vision, Annie Jump Cannon expanded the catalog to nine volumes and over a quarter of a million stars by 1924 and developed a system of ten spectral types - O, B, A, F, G, K, M, R, N, S - that astronomers accepted for world-wide use in 1922.


Secchi’s four classes of stellar spectra

During the latter half of the nineteenth century, photography became an accepted tool for recording the images and information produced by telescopes and spectrographs. This process was neither inevitable nor easy. Advocates of astro-photography worked hard to convince a sometimes skeptical science community.

In 1840, the British-American chemist J.W. Draper took the first successful image of an astronomical object, the Earth's moon. This was a daguerreotype — an early photographic process in which the image was produced on a silver plate sensitized to iodine and developed in mercury vapor. The 1840s witnessed a series of "firsts" for astro-photography: besides the first picture of the Moon, the first solar eclipse (1842), the first solar spectrum (1843), and the first pictures of the Sun (1845). Like Draper's pioneering image, these were made using the daguerreotype process.

A new technique appeared in 1851 when F. Scott Archer introduced the wet collodion process. A glass plate was coated with a solution of collodion (a mixture of guncotton and potassium iodide in alcohol and ether). Coating the plate with the solution was a learned skill. Plates were exposed while still wet, hence the name. Once dry, they were dipped into a solution of silver nitrate which converted the iodide to silver iodide. While cumbersome and tricky, the result was a process much more sensitive than a daguerrotype, able to record light from stars and other celestial objects.

At this time, dedicated amateur astronomers made valuable contributions to the development and acceptance of astro-photography as a research tool. The first American telescope designed specifically for astro-photography was built by Lewis M. Rutherfurd, an amateur astronomer. This 11-inch refractor was located in the garden of his New York City home (near what today is 2nd Avenue and 11th Street) in 1856.

For many pictures of another nebula, see our exhibit on Discovery of an optical pulsar

S oon after this, Henry Draper, another amateur scientist in New York, began a campaign to optimize the photographic telescope and combine it with stellar spectroscopy. In 1872, he took a photograph of the star -Lyrae (also called Vega) that was the first to show a star's spectroscopic absorption lines. A decade later, he detected emission lines in the spectrum of the Orion Nebula, recorded in an exposure with his 28-inch reflector that took 137 minutes. In general, large photographic reflectors like Draper's remained the domain of the serious amateur astronomer while the preferred tool of professional astronomers was still the refracting telescope.

Wet-plate technology also limited the usefulness of photography as a serious research tool. By the 1880s, these barriers had dropped and astro-photography began to play more than a peripheral role in astronomy. This was partly spurred by British and French developments of dry plate techniques. For a typical dry plate, a mixture of zinc bromide and nitric acid was added to a standard collodion mixture, followed by an addition of silver nitrate in water and alcohol. This created an emulsion of silver bromide which could be poured into a dish to let the solvents evaporate. Once dry, the material was dissolved in alcohol and ether and applied to glass plates. The final step was to coat the plate with a preservative. Further refinements to this basic process increased the sensitivity of dry plates so that they could "see" much more than the human eye could.

1860 expedition to observe and attempt to photograph a solar eclipse at Rivabellosa, Spain.

T he appearance of a new breed of astronomer in the 1880s also speeded the acceptance of astro-photography. Individuals (often trained in physics) who were interested in the emerging discipline of astrophysics adopted photography as an essential tool of their trade. By the end of the nineteenth century, astro-photography had expanded the vision of scientists once again beyond that of the naked eye, and provided a permanent record of the information collected by the telescope and the spectrograph.


Spectroscopy: The Key to Humanity’s Future in Space

Imagine, if you would, a potential future for humanity… Imagine massive space-elevators lifting groups of men, women, and children skyward off Earth’s surface. These passengers are then loaded onto shuttles and ferried to the Moon where interstellar starships are docked, waiting to rocket to the stars. These humans are about to begin the greatest journey humanity has ever embarked upon, as they will be the first interstellar colonists to leave our home Solar System in order to begin populating other worlds around alien stars.

There are many things we must tackle first before we can make this type of science-fiction scene a reality. Obviously much faster methods of travel are needed, as well as some sort of incredible material that can serve to anchor the aforementioned space elevators. These are all scientific and engineering questions that humanity will need to overcome in the face of such a journey into the cosmos.

But there is one particular important feature that we can begin to tackle today: where do we point these starships? Towards which system of exoplanets are we to send our brave colonists?

Of all of the amazing things we need to discover or invent to make this scene a reality, discovering which worlds to aim our ships at is something that is actually being worked on today.

Artistic view of a possible space elevator. Crédit d'image: NASA

It’s an exciting era in astronomy, as astronomers are currently discovering that many of the stars that we view in the night sky have their own planets in orbit around them. Many of them are massive worlds, all orbiting at varying distances from their parent star. It is no surprise that we are discovering a vast majority of these Jupiter-sized worlds first larger worlds are much easier to detect than the smaller worlds would be. Imagine a bright spotlight pointing at you some 500 yards away (5 football fields). Your job is to detect something the size of a period on this page that is orbiting around it that emits no light of its own. As you can see, the task would be daunting. But nevertheless, our planet hunters have been utilizing methods that enable us to accurately find these tiny specks of gas and rock despite their rather large and luminous companion suns.

However, it is not the method of finding these planets that this article is about but rather what we do to figure out which of these worlds are worthy of our limited resources and attention. We very well cannot point those starships in random directions and just hope that they happen across an earth-sized planet that has a nitrogen-oxygen rich atmosphere with drinkable water. We need to identify which planets appear to have these mentioned characteristics before we go launching ourselves into the vast universe.

How can we do this? How is it possible that we are able to say with any level of certainty what a planet’s atmosphere is composed of when this planet is so small and so very far away? Spectroscopy is the answer, and it just might be the key to our future in the cosmos.

Artistic impression of what Kepler-186f may look like. Image Credit: NASA Ames/SETI Institute/JPL-CalTech

Just so I may illustrate how remarkable our scientific methods are for this very field of research, I will first need to show you the distances we are talking about. Let’s take Kepler 186f. This is the first planet we have discovered that is very similar to Earth. It is around 1.1 times larger than Earth and orbits within the habitable zone of its star which is very similar to our own star.

Let’s do the math, to show you just how distant this planet is. Kepler 186f is around 490 lightyears from Earth.

Kepler 186f = 490 lightyears away

Light moves at 186,282 miles/ 1 second.

186,282 mi/s x 60s/1min x 60min/1hr x 24hrs/1day x 356days/1year = 5.87 x 10 12 mi/yr

Kepler 186f: 490 Lyrs x 5.87 x 10 12 miles/ 1 Lyr = 2.88 x 10 15 miles ou alors 2.9 QUADRILLION MILES from Earth.

Just to put this distance into perspective, let’s suppose we utilize the fastest spacecraft we have to get there. The Voyager 1 spacecraft is moving at around 38,500 mi/hr. If we left on that craft today and headed towards this possible future Earth, it would take us roughly 8.5 MILLION YEARS to get there. That’s around 34 times longer than the time between when the first proto-humans began to appear on earth 250,000 years ago until today. So the entire history of human evolution from then till now replayed 34 times BEFORE you would arrive at this planet. Knowing these numbers, how is it even possible that we can know what this planet’s atmosphere, and others like it, are made of?

First, here’s a bit of chemistry in order for you to understand the field that is spectroscopy, and then how we apply it to the astronomical sciences. Different elements are composed of a differing number of protons, neutrons, and electrons. These varying numbers are what set the elements apart from one another on the periodic table. It is the electrons, however, that are of particular interest in the majority of what chemistry studies. These different electron configurations allow for what we call spectral signatures to exist among the elements. This means that since every single element has a specific electron configuration, the light that it both absorbs and emits acts as a sort of photon fingerprint a unique identifier to that element.

A list of the elements with their corresponding visible light emission spectra. Image Credit: MIT Wavelength Tables, NIST Atomic Spectrum Database, umop.net

The standard equation for determining the characteristics of light is:

c is the speed of light in a vacuum (3.00 x 10 8 m/s)

v is the frequency of the light wave (in Hertz)

&lambda (lambda) represents the wavelength (in meters, but will usually be converted to nanometers) which will determine what color of light will be emitted from the element(s), or simply where the wavelength of light falls on the electromagnetic spectrum (infrared, visible, ultraviolet, etc.)

If you have either the frequency or the wavelength, you can determine the rest. You can even start with the energy of the light being detected by your instruments and then work backwards with the following equations:

The energy of a photon can be described mathematically as this:

What these mean is that the energy of a photon is the product of the frequency (v) of the light wave emitted multiplied by Planck’s Constant (h), which is 6.63 x 10 -34 Joules x seconds. Or in the case of the second equation, the energy of the photon is equal to Planck’s Constant x the speed of light divided by the wavelength. This will give you the amount of energy that a specific wavelength of light contains. This equation is also known as the Planck-Einstein Relation. So, if you take a measurement and you are given a specific energy reading of the light coming from a distant star, you can then deduce what information you need about said light and determine which element(s) are either emitting or absorbing these wavelengths. It’s all mathematical detective work.

So, the electrons that orbit around the nucleus of atoms exist in what we call orbitals. Depending on the atom (and the electrons associated with it), there are many different orbitals. You have the “ground” orbital for the electron, which means that the electron(s) there are closest to the nucleus. They are “non-excited”. However, there are “higher” quantum orbitals that exist that the electron(s) can “jump” to when the atom is excited. Each orbital can have different quantum number values associated with it. The main value we will use is the Principle Quantum Number. This is denoted by the letter “n”, and has an assigned integer value of 1, 2, 3, etc. The higher the number, the further from the nucleus the electron resides, and the more energy is associated with it. This is best described with an example:

A hydrogen atom has 1 electron. That electron is whipping around its 1 proton nucleus in its ground state orbital. Suddenly, a burst of high energy light hits the hydrogen. This energy is transferred throughout the hydrogen atom, and the electron reacts. The electron will instantaneously “vanish” from the n1 orbital and then reappear on a higher quantum orbital (say n4). This means that as that light wave passed over this hydrogen atom, a specific wavelength was absorbed by the hydrogen (this is an important feature to remember for later).

Diagram of an electron dropping from a higher orbital to a lower one and emitting a photon. Image Credit: Wikimedia Commons

Eventually, the “excited” electron will drop from its higher quantum orbital (n4) back down to the n1 orbital. When this happens, a specific wavelength of light is emitted by the hydrogen atom. When the electron “drops”, it emits a photon of specific energy or wavelength (dependent upon many factors, including the state the electron was in prior to its “excitement”, the amount of levels the electron dropped, etc.) We can then measure this energy (or wavelength, or frequency,) to determine what element the photon is coming from (in this case, hydrogen). It is in this feature that each element has its own light signature. Each atom can absorb and emit specific wavelengths of light, and they are all tied together by the equations listed above.

So how does this all work? Well, in reality, there are many factors that go into this sort of astronomical study. I am simply describing the basic principle behind the work. I say this so that the many scientists that are doing this sort of work do not feel as though I have discredited their research and hard work I promise you, it is painstakingly difficult and tedious and involves many more details that I am not mentioning here. That being said, the basic concept works like this:

We find a star that gives off the telltale signs that it has a planet orbiting around it. We do this with a few methods, but how it all first started was by detecting a “wobble” in the star’s apparent position. This “wobble” is caused by a planet orbiting around its parent star. You see, when a planet orbits a star (and when anything orbits anything else), the planet isn’t really orbiting the star, the planet AND the star are orbiting a common focal point. Usually with this type of orbital system, that common focal point is fairly close to the center of the star, and thus it’s safe to say that the planet orbits the star. However, this causes the star to move ever so slightly. We can measure this.

Once we determine that there are planets orbiting the star in question, we can study it more closely. When we do, we turn our instruments towards it and begin taking highly detailed measurements, and then we wait. What we are waiting for is a dimming of the star at a regular interval. What we are hoping for is this newly-found exoplanet to transit our selected star. When a planet transits a star, it moves in front of the star relative to us (this also means we are incredibly lucky, as not all planets will orbit “in front” of the star relative to our view). This will cause the star’s brightness to dip ever so slightly at a regular interval. Now we have identified a prime exoplanet candidate for study.

/> Diagram of how we can use absorption spectral reading to determine the atmosphere of an exoplanet. Image Credit: A. Feild, STScl, NASA

We can now introduce the spectroscopic principles to this hunt. We can take all sorts of measurements of the light that is coming from this star. Its brightness, the energy it’s kicking out per second, and even what that star is made of (the emission spectrum I discussed earlier). Then what we do is wait for the planet to transit the start, and begin taking readings. What we are doing is reading the light passing THROUGH the exoplanet’s atmosphere, and then studying what we can call an Absorption Spectrum reading. As I mentioned earlier, specific elements will absorb specific wavelengths of light. What we get back is a spectral reading of the star’s light signature (the emission spectra of the star), but with missing wavelengths that show up as very tiny black lines where there used to be color. These are called Fraunhofer lines, named after the “father” of astrophysics Joseph Fraunhofer, who discovered these lines in the 19 th century.

The dark lines represent the light frequencies that were absorbed by specific chemicals that this particular light passed through. Image Credit: Wikimedia Commons

What we now have in our possession is a chemical fingerprint of what this exoplanet’s atmosphere is composed of. The star’s spectrum is splayed out before us, but the barcode of the planet’s atmospheric composition lay within the light. We can then take those wavelengths that are missing and compare them to the already established absorption/emission spectra of all of the known elements. In this way, we can begin to piece together what this planet has to offer us. If we get high readings of sulfur and hydrogen, we have probably just discovered a gas giant. However if we discover a good amount of nitrogen and oxygen, we may have found a world that has liquid water on its surface (provided that this planet resides within its host star’s “habitable” zone: a distance that is just far enough from the star to allow for liquid water). If we find a planet that has carbon dioxide in its atmosphere, we may just have discovered alien life (CO2 being a waste product of both cellular respiration and a lot of industrial processes, but it can also be a product of volcanism and other non-organic phenomena).

What this all means is that by being able to read the light from any given object, we can narrow our search for the next Earth. Regardless of distance, if we can obtain an accurate measurement of the light moving through an exoplanet’s atmosphere, we can tell what it is made of.

We have discovered some 2000 exoplanets thus far, and that number will only increase in the coming decades. With so many candidates, it will be a wonder if we do not find a planet that we humans can live on without the help of technology. Obviously our techniques will further be refined, and as new technologies, methods, and instruments become available, our ability to pinpoint planets that we can someday colonize will become increasingly more accurate.

With such telescopes like the James Webb Space Telescope launching soon, we will be able to image these exoplanets and get even better spectroscopic readings from them. This type of science is on the leading edge of humanity’s journey into the cosmos. Astrophysicists and astrochemists that work in this field are the necessary precursors to the brave men and women who will one day board those interstellar spacecraft and launch our civilization into the Universe to truly become an interstellar species.

Possible glimpse into our future… Image Credit: Battlestar Wiki Media


Can you identify a star's 'signature' from its spectroscopy? - Astronomie

Everything we know about stars—how they are born, what they are made of, how far away they are, how long they live, and how they will die—we learn by decoding the messages contained in the light and radiation that reaches Earth. What questions should we ask, and how do we find the answers?

We can begin our voyage to the stars by looking at the night sky. It is obvious that stars do not all appear equally bright, nor are they all the same color. To understand the stars, we must first determine their basic properties, such as what their temperatures are, how much material they contain (their masses), and how much energy they produce. Since our Sun is a star, of course the same techniques, including spectroscopy, used to study the Sun can be used to find out what stars are like. As we learn more about the stars, we will use these characteristics to begin assembling clues to the main problems we are interested in solving: How do stars form? How long do they survive? What is their ultimate fate?


'Biosignature' study could help astronomers detect alien life on other planets

Researchers from the University of Washington believe the evidence of oxygen &ndash a biosignature &ndash is key in the search for life outside our solar system.

But just because a planet has oxygen does not mean life is sustainable or present there. For example, Venus contains both oxygen and carbon dioxide, but its atmosphere is too hot and acidic to sustain life &ndash so the oxygen is a 'false positive.'

Ruling out such false positives is essential for scientists searching for life, and the researchers claim they have a found a way to do so easily. That process hinges on the process of spectroscopy, the study of spectral features of light visible through a planet&rsquos atmosphere when it transits or passes in front of its host star.

&ldquoWe wanted to determine if there was something we could observe that gave away these &lsquofalse positive&rsquo cases among exoplanets,&rdquo lead author Edward Schwieterman, a doctoral student in astronomy, said in a statement. &ldquoWe call them &lsquobiosignature impostors&rsquo in the paper.

&ldquoThe potential discovery of life beyond our solar system is of such a huge magnitude and consequence, we really need to be sure we&rsquove got it right &ndash that when we interpret the light from these exoplanets we know exactly what we&rsquore looking for, and what could fool us,&rdquo Schwieterman continued.

Previous research has found that some worlds can create oxygen 'abiotically,' or by non-living means. This is most likely in the case of planets orbiting low-mass stars, which are smaller and dimmer than our sun and the most common in the universe.

Alien coffin? Fallen statue? A pile of rubbish? Photo of Mars surface puzzles space lovers https://t.co/jtJZdWn8cCpic.twitter.com/LRx6NymoSs

&mdash RT (@RT_com) February 18, 2016

Building on that research, the study's authors were able to identify an abiotic method which occurred when a star's ultraviolet light splits apart from carbon dioxide molecules, freeing some of the oxygen atoms to form into O2, the type of oxygen present in Earth&rsquos atmosphere.

But the key indicator that such oxygen may not indicate life was found when the researchers used computer modeling to determine that the process produces not only oxygen, but also significant and potentially detectable levels of carbon monoxide.

&ldquoSo if we saw carbon dioxide and carbon monoxide together in the atmosphere of a rocky planet, we would know to be very suspicious that future oxygen detections would mean life,&rdquo Schwieterman said.

The researchers also found an indicator for abiotic oxygen resulting from starlight breaking down atmospheric water, allowing hydrogen to escape and leaving vast quantities of oxygen &ndash more than Earth has ever had in its atmosphere.

Schwieterman noted that in such cases, oxygen molecules collide with each other frequently, producing short-lived pairs of oxygen molecules that become O4 molecules, with their own unique signature.

&ldquoCertain O4 features are potentially detectable in transit spectroscopy, and many more could be seen in reflected light,&rdquo Schwieterman said. &ldquoSeeing a large O4 signature could tip you off that this atmosphere has far too much oxygen to be biologically produced.&rdquo

&ldquoWith these strategies in hand, we can more quickly move on to more promising targets that may have true oxygen biosignatures,&rdquo he continued.

Schwieterman and his colleagues believe the research will help scientists using the James Webb Telescope &ndash set for launch in 2018 &ndash study the possibility of life on exoplanets.

The research, funded by the NASA Astrobiology Institute, was published in Astrophysical Journal Letters.