Astronomical spectroscopy

A branch of astrophysics that studies the physical properties and chemical composition of celestial objects by observing their spectra.

It began with Fraunhofer's study of the solar spectrum in the early 19th century, followed by Secchi's visual classification of stellar spectra in the 1860s. With the introduction of photography, observations became more precise and even fainter celestial bodies were observed. Meanwhile, in the 20th century, our understanding of the structure of atoms and molecules and the spectra they emit improved, and spectroscopy was used to decipher the spectra of celestial bodies. The wavelength range of observations also came to cover the entire electromagnetic spectrum, from radio waves to infrared, ultraviolet, X-rays, and gamma rays.

In the optical domain, prism or diffraction grating spectrometers are used to separate light into different wavelengths, and spectral images are efficiently recorded by photography or solid-state imaging devices. For other wavelengths, there are often no such efficient means. The basic approach is to measure the intensity of each wavelength, but doing this sequentially requires long observation times. To address this issue, new techniques have been introduced, such as arranging many filters or tuned circuits to measure simultaneously, using Fourier transforms, and acousto-optical devices that convert radio waves via ultrasound to light. Using these new techniques and the light-gathering power of large telescopes, we are moving towards studying faint celestial bodies in more detail.

Spectra provide the richest information about celestial objects. By observing the shift in the wavelength of spectral lines due to the Doppler effect, the linear velocity components of the object or its components can be determined. This allows the spatial motion of stars, the orbits of binary stars, the rotation and pulsation of stars to be determined, and the rotation of galaxies can be estimated, and the recession velocity can be used to estimate distances by applying Hubble's law.

Quantitative analysis of the intensity of spectral lines can reveal the physical properties (temperature, density, magnetic field, motion, etc.) and chemical composition of celestial bodies. Atomic and molecular theory, as well as wavelength and intensity data obtained in laboratories, are used. Since the structure of celestial bodies is complex, the structure is inferred by applying physical laws such as the balance of pressure and gravity, and the intensity of the spectral lines that emerge from it is estimated and tested to see if it matches observations.

Spectral classification is the classification of celestial objects by focusing on characteristic elements in their relatively low dispersion spectra. Spectral classification of stars is the most systematic, and it allows the identification of anomalies in the temperature, absolute magnitude, and chemical composition of stars. For galaxies, it is used together with morphological classification to provide important clues to understanding the nature of galaxies.

[Shiro Nishimura]

"The Image of the Universe Revealed by Modern Astronomy" by Kunitomo Sakurai (1989, Kyoritsu Shuppan)" ▽ "The Frontier of Astrophysics" by Fred Hoyle and Jayant Narlikar, translated by Kunitomo Sakurai, Yutaka Fukada, and Kazuko Hoshino (1991, Misuzu Shobo)" ▽ "Rainbow-Colored Messages from the Sky: The Museum of the Cosmic Spectrum, Visible Light Edition" by Tomomi Awano, Yukiko Tajima, Kazuhito Tanabe, Yuji Norimoto, and Jun Fukue (2001, Shokabo)"

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

天体のスペクトルを観測して、天体の物理的性質や化学組成を研究する天体物理学の一分野。

　19世紀初めにフラウンホーファーが太陽スペクトルを研究したことに始まり、1860年代にはセッキが恒星スペクトルの眼視分類を行った。写真術が導入されると、観測は精密化するとともに暗い天体にまで及んだ。一方では20世紀になって、原子・分子の構造とその発するスペクトルについての理解が進み、天体のスペクトルの解読が分光学を応用して進められた。また観測する波長域も、電波から赤外線、紫外線、X線、γ(ガンマ)線に至る全電磁波を網羅するようになった。

　光の領域では、波長別に光を分けるのにプリズムまたは回折格子の分光器が用いられ、スペクトル画像は、写真や固体画像素子などによって効率よく記録される。他の波長域では、光のように効率的な手段がないことが多い。基本的には波長別に強度を測定することであるが、これを順次に行うには長い観測時間を必要とする。そこでフィルターまたは同調回路を多数並べて同時に測ったり、フーリエ変換を利用したり、電波を超音波を経て光に変換する音響光学素子などの新技術を導入したりしている。これらの新技術と大望遠鏡の集光力を駆使して、暗い天体をより詳しく調べる方向に向かいつつある。

　スペクトルは天体についてもっとも豊富な情報をもたらす。ドップラー効果によってスペクトル線が本来の波長からずれる量を観測することで、その天体あるいはそのスペクトル線を形成する部分の、視線方向の速度成分を知ることができる。こうして恒星の空間運動、連星の公転、恒星の自転や脈動が知られ、また銀河についてはその自転を推定したり、後退速度からハッブルの法則を適用して距離を推定することなどに応用される。

　スペクトル線の強度の定量分析で、天体の物理的性質（温度・密度・磁場・運動など）、化学組成を知ることができる。原子・分子の理論や、実験室で得られる波長と強度のデータが利用される。天体の構造は複雑なので、圧力と重力のつり合いなどの物理法則を適用して構造を推定し、それから出てくるスペクトル線の強度を推算して、観測と合致するか検定する。

　比較的低分散のスペクトルを用いて、そのなかの特徴のある要素に注目して天体を分類するのが、スペクトル分類である。恒星のスペクトル分類がもっとも体系的に整備されていて、恒星の温度、絶対等級、化学組成の異常などが判別できる。銀河については、形態論的な分類とともに用いて、銀河の性質を知る重要な手掛りとなっている。

［西村史朗］

『桜井邦朋著『現代天文学が明かす宇宙の姿』（1989・共立出版）』▽『フレッド・ホイル、ジャヤント・ナーリカー著、桜井邦朋・深田豊・星野和子訳『宇宙物理学の最前線』（1991・みすず書房）』▽『粟野諭美・田島由紀子・田鍋和仁・乗本祐慈・福江純著『天空からの虹色の便り――宇宙スペクトル博物館　可視光編』（2001・裳華房）』

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例