Աստղասպեկտրաչափություն

[thumb|upright=1.35|[Լիկի աստղադիտարանի աստղային սպեկտրոսկոպը 1898 թվական: Նախագծվել է Ջեյմս Կիլերի և կառուցվել Ջոն Բրաշերի կողմից:]]
**Աստղասպեկտրաչափություն** կամ **աստղասպեկտրոսկոպիա** աստղագիտության ուսումնասիրության մեթոդ է, որն օգտագործում է սպեկտրասկոպիայի տեխնիկաներ՝ էլեկտրամագնիսական ճառագայթման սպեկտրը չափելու համար: Ներառում է տեսանելի լույսը, ուլտրամանուշակագույնը, ռենտգենյան, ինֆրակարմիր և ռադիոալիքները, որոնք ճառագում են աստղերից և այլ երկնային մարմիններից: Աստղային սպեկտրը կարող է բացահայտել աստղերի բազմաթիվ հատկություններ, ինչպիսիք են դրանց քիմիական կազմը, ջերմաստիճանը, խտությունը, զանգվածը, հեռավորությունը և լուսատվությունը: Սպեկտրաչափությունը կարող է ցույց տալ դիտորդի ուղղությամբ կամ նրանից հեռանալու արագությունը՝ չափելով Դոպլերի շեղումը: Սպեկտրաչափությունը նաև օգտագործվում է երկնային մարմինների շատ այլ տեսակների ֆիզիկական հատկությունները ուսումնասիրելու համար, այսպիսի երկնային մարմինները կարող են լինել մոլորակները, միգամածությունները, գալակտիկաները և ակտիվ գալակտիկական միջուկները:

## Նախապատմություն
[thumb|upright=3.0|Երկրի մթնոլորտի անթափանցիկությունը [Էլեկտրամագնիսական ճառագայթում|էլեկտրամագնիսական ճառագայթման տարբեր ալիքի երկարությունների համար։ Մթնոլորտը արգելափակում է որոշ ալիքի երկարություններ, բայց այն հիմնականում թափանցիկ է տեսանելի լույսի և ռադիոալիքների լայն դիապազոնի համար։]] 
Աստղագիտական ​​սպեկտրոսկոպիան օգտագործվում է էլեկտրամագնիսական սպեկտրի ճառագայթման երեք հիմնական գոտիները չափելու համար՝ տեսանելի լույս, ռադիոալիքներ և ռենտգենյան ճառագայթներ: Չնայած բոլոր սպեկտրոսկոպիաները դիտարկում են սպեկտրի որոշակի գոտիներ, ազդանշանը ստանալու համար անհրաժեշտ են տարբեր մեթոդներ՝ կախված հաճախականությունից: Օզոնը (O3) և մոլեկուլային թթվածինը (O2) կլանում են 300 նմ-ից պակաս ալիքի երկարությամբ լույսը, ինչը նշանակում է, որ ռենտգենյան և ուլտրամանուշակագույն սպեկտրոսկոպիան պահանջում է արբանյակային աստղադիտակի կամ հրթիռային դետեկտորների օգտագործում: Ռադիոազդանշաններն ունեն շատ ավելի երկար ալիքի երկարություններ, քան օպտիկական ազդանշանները, և պահանջում են անտենաների կամ ռադիոընդունիչների օգտագործում: Ինֆրակարմիր լույսը կլանվում է մթնոլորտային ջրի և ածխաթթու գազի կողմից, ուստի, չնայած գրանցող սարքավորումները նման են օպտիկական սպեկտրոսկոպիայում օգտագործվող սարքերին, այս սպեկտրի միջակայքերը ուսումնասիրելու համար պահանջվում է դրանք տեղադրել մթնոլորտից դուրս, արբանյակների վրա:

### Օպտիկական սպեկտրոսկոպիա
thumb|Անդրադարձման ցանցի միջոցով լույսը բաժանվում է մի քանի դիֆրակցիոն կարգերի, որոնք բաժանում են տարբեր ալիքի երկարությունների (կարմիր և կապույտ գծեր), բացառությամբ 0-րդ կարգի (սև):
Ֆիզիկոսները ուսումնասիրում են արեգակնային սպեկտրը այն ժամանակներից, երբ Իսահակ Նյուտոնն առաջին անգամ օգտագործեց պարզ պրիզմա՝ լույսի բեկման հատկությունները դիտարկելու համար: 1800-ականների սկզբին Ջոզեֆ ֆոն Ֆրաունհոֆերը օգտագործեց իր ապակեգործի հմտությունները՝ շատ մաքուր պրիզմաներ ստեղծելու համար, ինչը նրան թույլ տվեց դիտարկել 574 մութ գծեր թվացյալ անընդհատ սպեկտրում: Դրանից կարճ ժամանակ անց նա համատեղեց աստղադիտակը և պրիզման՝ դիտարկելու Վեներայի, Լուսնի, Մարսի և տարբեր աստղերի, օրինակ՝ Բետելգեյզեի, սպեկտրը: Նրա ընկերությունը շարունակեց արտադրել և վաճառել բարձրորակ բեկման աստղադիտակներ՝ հիմնվելով նրա սկզբնական նախագծերի վրա մինչև 1884 թվականին դրա փակումը:

Պրիզմայի լուծաչափը սահմանափակվում է դրա չափերով. ավելի մեծ պրիզման կարող է ապահովել ավելի մանրամասն սպեկտր, սակայն զանգվածի աճը այն դարձնում է անկիրառելի: Այս խնդիրը լուծվեց 1900-ականների սկզբին Ջոն Սթենլի Պլասկետի կողմից Օտտավայի Դոմինիոն աստղադիտարանում բարձրորակ անդրադարձման ցանցերի մշակմամբ: Հայելուն հարվածող լույսը անդրադառնում է նույն անկյան տակ, սակայն լույսի մի փոքր մասը բեկվում է այլ անկյան տակ, կախված նյութերի բեկման ցուցիչներից և լույսի ալիքի երկարությունից։ Այսպիսով, «բոցավառված ցանց» ստեղծելով, որն կազմված է մեծ թվով զուգահեռ հայելիներից, լույսի մի փոքր մասը կարող է կենտրոնացվել և արտապատկերվել։ Այս նոր սպեկտրոսկոպները ավելի մանրամասն էին, քան պրիզման, պահանջում էին ավելի քիչ լույս և կարող էին ցանցի թեքման հաշվին կենտրոնացվել սպեկտրի որոշակի շրջանի վրա։

Բոցավառված ցանցի սահմանափակումը հայելիների լայնությունն է, որը կապված է հայլիների հղկման սահմանափակումների հետ, առավելագույնը մոտ 1000 շարք/մմ է։ Այս սահմանափակումը հաղթահարելու համար մշակվել են հոլոգրաֆիկ ցանցեր։ Ծավալային փուլային հոլոգրաֆիկ ցանցերը օգտագործում են դիքրոմատացված ժելատինի բարակ թաղանթներում ապակե մակերեսի վրա, որը հետագայում ենթարկվում է ինտերֆերոմետրի կողմից ստեղծված ալիքային պատկերի։ Այս ալիքային պատկերը ստեղծում է արտացոլման պատկեր, որը նման է բոցավառված ցանցերին, բայց օգտագործում է Բրեգգի դիֆրակցիան, մի գործընթաց, որտեղ արտացոլման անկյունը կախված է ժելատինում ատոմների դասավորությունից: Հոլոգրաֆիկ ցանցերը կարող են ունենալ մինչև 6000 շարք/մմ խտություն և կարող են մինչև երկու անգամ ավելի արդյունավետ լինել լույսը հավաքելու հարցում, քան բոցավառված ցանցերը: Քանի որ դրանք զետեղված են ապակու երկու շերտերի միջև, հոլոգրաֆիկ ցանցերը շատ երկար կարող են օգտագործվել, կարող են ծառայել տասնամյակներ շարունակ:

Սպեկտրոգրաֆում ցանցի կամ պրիզմայի կողմից ցրված լույսը կարող է գրանցվել դետեկտորի կողմից: Նախկինում, լուսանկարչական թիթեղները լայնորեն կիրառվում էին սպեկտրները գրանցելու համար, մինչև էլեկտրոնային դետեկտորների մշակումը, և այսօր օպտիկական սպեկտրոգրաֆները ամենից հաճախ օգտագործում են լիցքով միացված սարքեր: Սպեկտրի ալիքի երկարության սանդղակը կարող է չափաբերվել՝ ալիքի երկարության ճառագայթման գծերի սպեկտրը դիտարկելով: Սպեկտրի խտությունը կարող է չափաբերվել որպես ալիքի երկարության ֆունկցիա՝ համեմատելով ստանդարտ աստղիերի դիտարկումների հետ՝ հաշվի առնելով լույսի մթնոլորտային կլանման ուղղումները՝ սա հայտնի է որպես սպեկտրալուսաչափություն:

### Ռադիոսպեկտրոսկոպիա
Ռադիոաստղագիտությունը հիմնադրվել է Կառլ Յանսկիի կողմից 1930-ականների սկզբին, երբ նա աշխատում էր Բելլ լաբորատորիայում: Նա կառուցել էր ռադիոանտենա՝ տրանսատլանտյան ռադիոհաղորդումների ժամանակ հնարավոր խաթարումների աղբյուրները ուսումնասիրելու համար: Հայտնաբերված աղմուկի աղբյուրներից մեկը եկել է ոչ թե Երկրից, այլ Ծիր Կաթինի կենտրոնից՝ Աղեղնավորի համաստեղությունում: 1942 թվականին Ջ.Ս. Հեյը գրանցել է Արեգակի ռադիոհաճախականությունը՝ օգտագործելով ռազմական ռադարային ընդունիչներ: Ռադիոսպեկտրոսկոպիան սկսվել է ջրածնի 21 սանտիմետրանոց HI գծի հայտնաբերմամբ 1951 թվականին:

### Ռադիոինտերֆերոմետրիա
Ռադիոինտերֆերոմետրիան առաջին անգամ կիրառվել է 1946 թվականին, երբ Ջոզեֆ Լեյդ Փոուզին, Ռուբի Փեյն-Սքոթը և Լինդսի Մաքքրեդին օգտագործել են ծովային ժայռի վրա գտնվող մեկ անտենա՝ 200 ՄՀց արեգակնային ճառագայթումը դիտարկելու համար: Երկու ճառագայթներ՝ մեկը անմիջապես արևից, իսկ մյուսը՝ ծովի մակերևույթից անդրադարձած, առաջացրել են սպասված ինտերֆերենսիան: Առաջին բազմաընդունիչ ինտերֆերոմետրը կառուցվել է նույն թվականին Մարտին Ռայլի և Վոնբերգի կողմից: 1960 թվականին Ռայլը և Անտոնի Հյուիշը հրապարակեցին ինտերֆերոմետրի տվյալները վերլուծելու համար նախատեսված ապերտուրային սինթեզի տեխնիկան: Ապերտուրային սինթեզի տեխնիկան, ներառում է մուտքային ազդանշանի ավտոկորելացիա և դիսկրետ Ֆուրիեի ձևափոխություն, ներկայացնում է լույսի հոսքի ինչպես տարածական, այնպես էլ հաճախականության տատանումները: Արդյունքը եռաչափ պատկեր է, որի երրորդ առանցքը հաճախականությունն է: Այս աշխատանքի համար Ռայլը և Հյուիշը համատեղ արժանացել են ֆիզիկայի Նոբելյան մրցանակի 1974 թվականին:

### Ռենտգենյան սպեկտրոսկոպիա
Հիմնական հոդված՝ Ռենտգենյան աստղագիտություն

## Տես նաև

## Ծանոթագրություններ

Կատեգորիա:Դիտողական աստղագիտություն
Կատեգորիա:Սպեկտրասկոպիա