مطيافية فلكية

يبحث الفيزيائيون في الطيف الشمسيّ منذ عصر إسحق نيوتن، استخدموا المنشور البسيط أولًا لملاحظة خواص انعكاس الضوء. وفي القرن التاسع عشر، استخدم جوزيف فون فراونهوفر مهاراته في صناعة النظارات لصناعة منشور نقيّ، مما أتاح له أن يُلاحظ 574 خطًا مُظلمًا في الطيف المستمر. ثم استطاع أن يدمج التلسكوب والمنشور معًا لملاحظة طيف القمر والمريخ والزهرة ونجوم أخرى مثل منكب الجوزاء،[2] واستمرت شركته في صناعة وبيع التلسكوبات عالية الجودة بناءً على تصميماته حتى أُغلقت الشركة عام 1884.[3]

يُحدُّ حجم المنشور مدى استبانته؛ حيث يوفِّر المنشور كبير الحجم طيفًا أكثر تفصيلًا، ولكن زيادة الكتلة لا تجعله مناسبًا للعمل المُفصَّل للغاية. حُلت تلك المشكلة في أوائل القرن العشرين مع تطوير الحواجز الشبكيّة العاكسة عالية الجودة، والتي طوَّرها جون ستانلي بلاسكيت في كندا. ينعكس الضوء المرتطم بالمرآة بنفس الزاوية، ولكن سينكسر القليل من الضوء بزاوية مختلفة؛ بناءً على معامل انكسار المادة والطول الموجيّ للضوء. وبصنع الحواجز الشبكيّة المشقوقة، التي تستخدم عددًا كبيرًا من المرايات المتوازية، يمكن تركيز تلك الكمية الصغيرة المنكسرة من الضوء، وبالتالي رؤيتها. وفرَّ المطياف الجديد صورة أكثر تفصيلًا عن المنشور، متطلبة كمية أقل من الضوء، ويمكنها أن تركز على منطقة معيَّنة من الطيف بإمالة الحواجز.[4]

تأسس علم الفلك الراديوي على أعمال كارل جانسكي في بداية ثلاثينات القرن العشرين، عندما كان يعمل في مختبرات بل. بنى هوائيّ راديو للنظر في المصادر المحتملة التي تتدخَّل في عملية نقل موجات الراديو عبر المحيط الأطلنطي. كانت واحدة من مصادر الضوضاء المكتشفة ليست نابعة من الأرض، ولكن من مركز مجرة درب التبانة، عن كوكبة نجوم القوس. التقط جيمس ستانلي هاي تردد موجات الراديو النابعة من الشمس في 1942، باستخدام المستقبلات والردارات العسكريّة. وبدأ المطياف الراديوي باكتشاف خط 21-سنتيمتر في 1951.[5]

برز مقياس التداخل الراديوي في عام 1946، عندما استخدم جوزيف لايد باوسي ( Joseph Lade Pawsey) وروبي سكوت وليندساي ماكريدي هوائيًّا واحدًا من أعلى منحدر بحري لملاحظة الإشعاع الشمسيّ بتردد 200 ميجا هيرتز. تولَّد التداخل عن طريق شعاعين واردين، أحدهما مباشر من الشمس والآخر منعكس من سطح البحر. بُني أول مقياس للتداخل متعدد المستقبلات في نفس العام بمجهود كل من مارتن رايل وفونبرغ.[6] نشر رايل وأنتوني هيويش تقنية توليف الفتحة (aperture synthesis) لتحليل بيانات مقياس التداخل. تتضمن عملية توليف الفتحة كل من الآتي: عملية الترابط التلقائيّ وعملية تحويل فورييه المتقطع للإشارة الواردة، لتغطي كلًا من التغيرات المكانيّة والتردديّة في التدفق. وكانت النتيجة صورة ثلاثية الأبعاد يتكون بُعدها الثالث من التردد. ولهذا العمل حاز رايل وهيويش جائزة نوبل في الفيزياء عام 1974.[7][8]

استخدم نيوتن المنشور البسيط لتفريق الضوء الأبيض إلى طيف من الألوان، كما مكَّن منشور فراونهوفر عالي الجودة العلماء أن يروا خطوطًا مظلمة صادرة عن مصدر غير معروف. استطاع غوستاف كيرشهوف وروبرت بنزن وصف ظاهرة الخطوط المظلمة.[9]^:42–44[10] تُنتج الأجسام الصلبة الساخنة ضوءً ذا طيف مستمر، بينما تبعث الغازات الساخنة ضوءً بأطوال موجيّة محددة، والأجسام الصلبة الساخنة المحاطة بالغازات الأبرد تُظهر طيفًا شبه مستمر بخطوط مظلمة تتوافق مع انبعاثات خطوط الغازات. وبمقارنة خطوط الامتصاص من الشمس بطيف الانبعاث من الغازات المعروفة، يمكن تحديد التركيب الكيميائيّ للنجوم.[11][12]

في عام 1860، اقترح غوستاف كيرشهوف فكرة الجسم الأسود؛ تلك المادة التي تبعث الإشعاع الكهرومغناطيسي بكافة الأطوال الموجيّة. وفي عام 1894، استنتج فلهلم فيين علاقة تربط درجة حرارة الجسم الأسود بذروة الطول الموجي لانبعاثاته (λmax).[13]

${\displaystyle \lambda _{\text{max}}T=b}$

حيث b هي ثابت التناسب، ويسمى ثابت استبدال فيين، ويساوي 2.8977729(17)×10−3 متر-كلفن. وتسمى تلك المعادلة باسم قانون فيين. وبقياس ذروة الطول الموجي للنجم، يمكن معرفة درجة حرارة سطحه. على سبيل المثال، إذا كانت ذروة الطول الموجي للنجم 502 نانومتر، تكون الحرارة 5778 كلفن.[14]

في السنوات الأولى من المطيافيّة الفلكيّة، حيَّر العلماء طيف من السُدم الغازية. وفي 1864، لاحظ ويليام هوغنز أن العديد من السُدم تُظهر خطوط انبعاث بدلًا من إظهار طيف كامل كالنجوم. واستنتج بناءً على عمل كيرشهوف أن السُدم تحتوي على "كميات ضخمة من الغاز الساطع أو البخار". وبالرغم من ذلك، كان هناك انبعاثات لا يمكن ربطها بأي عنصر أرضيّ، وكان الأشد سطوعًا منهم بطول 495.9 نانومتر و500.7 نانومتر. نُسبت تلك الخطوط إلى عنصر جديد يسمى النبيوليوم (Nebulium)، حتى حدد إيرا بوين (Ira Sprague Bowen) عام 1927 أن خطوط الانبعاث كانت نابعة من الأكسجين شديد التأين (O+2).[19] لا يمكن محاكاة هذا الانبعاث معمليًا لأن تلك الخطوط محظورة؛ حيث يتيح انخفاض كثافة السديم (ذرة لكل سنتيمتر مكعب) للأيونات شبه المستقرة أن تتحلل خلال انبعاث الآلية المحظورة بدلًا من الاصطدام بالذرات الأخرى.[20]

لا توجد كل انبعاثات السُدم بالقرب من النجوم أو حولها حيث تسبب السخونة النجميّة عمليّة التأيُّن. تتكوَّن غالبية الانبعاثات الغازية من الهيدروجين المتعادل. لدى الهيدروجين المتعادل في الحالة القاعية حالتي لف مغزلي ممكنتين: يكون للإلكترون نفس اتجاه أو عكس اتجاه لف البروتون. وعندما تنتقل الذرة بين هاتين الحالتين، تطلق انبعاثًا أو خط امتصاص بطول 21 سم. يقع هذا الخط خلال نطاق الراديو ويسمح بقياسات دقيقة للغاية:

• تُقاس سرعة السحابة بتأثير/انزياح دوبلر
• تعطي قوة خط 21 سم قيمة الكثافة وعدد الذرات في السحابة
• يمكن حساب درجة حرارة السحابة[21]

وباستخدام تلك الملعومات أمكن تحديد شكل مجرة درب التبانة بأنها مجرة حلزونيّة، مع بقاء العدد المحدد للأذرع الحلزونيّة ومكانها، موضع البحث العلمي.

لا يكتفي الغبار والجزيئات الموجودة في الوسط بين النجميّ بحجب القياس الفلكيّ الضوئيّ فحسب، ولكنها تسبب خطوط الامتصاص في المطياف أيضًا. تتولَّد خصائصها الطيفيّة بواسطة تنقُّل الإلكترونات بين مستويات الطاقة المختلفة، أو بالأطياف الدورانيّة أو الاهتزازيّة. يحدث الكشف عنها في موجات الراديو والميكروويف والأشعة تحت الحمراء من الطيف. يمكن للتفاعلات الكيميائيّة المكوِّنة لتلك الجزيئات أن تحدث في السحب الباردة المشتتة أو من المقذوف الساخن حول نجم القزم الأبيض من المُسْتَعِر أو المُسْتَعِر الأعظم. تتجمَّع جزيئات مثل الأسيتيلين معًا لتكوين الجرافيت، كما اُكتشفت بعض الجزيئات العضويّة الأخرى مثل الأسيتون وبوكمينستر فوليرين.[22]

يحتوي الضوء المنعكس من الكوكب على أحزمة امتصاص بسبب المعادن في الصخور الموجودة في الأجسام الصخريّة، أو بسبب العناصر والجزيئات الموجودة في الغلاف الجويّ. اُكتشف أكثر من 3,500 كوكب خارج المجموعة الشمسيّة. تتضمن المشتري الحار، وكواكب شبيهة بالأرض. وباستخدام المطياف، اُكتشفت مركبات مثل المعادن القلويّة، وبخار الماء، وأول أكسيد الكربون، وثاني أكسيد الكربون، والميثان.[25]

يمكن تصنيف الكويكبات في ثلاث أنواع رئيسة حسب أطيافها. وضع كلارك تشابمان ودافيد موريسون وبين زيلنر التصنيفات الأصلية في 1975، ووسَّعها بعد ذلك ديفيد ثولين (David J. Tholen) سنة 1984. فيما يُعرف الآن باسم تصنيف ثولين، تتكوَّن الكويكبات الكربونية (المجموعة C) من مواد كربونيّة، والمجموعة S من سيليكات، والمجموعة X من المعادن. يوجد تصنيفات أخرى للكويكبات غير المعتادة. الأكثر انتشارًا هي كويكبات C وS. تطوَّر تصنيف ثولين في عام 2002 إلى تصنيف SMASS، موسِّعًا عدد الأصناف من 14 إلى 26 من أجل تحليل مطيافيّ أكثر دقة للكويكبات.[26][27]

تتكوَّن أطياف المذنبات من الطيف الشمسيّ المنعكس من السحب الغباريّة المحيطة بالمذنب، وخطوط الانبعاث من الذرات الغازيّة والجزيئات الفلوريّة المثارة بواسطة ضوء الشمس و/أو التفاعلات الكيميائيّة. فمثلًا، تحدد تركيب مذنب آيسون الكيميائيّ بواسطة المطياف بسبب الانبعاث الملحوظ للسيانوجين، بالإضافة لذرتين أو ثلاث ذرات من الكربون. وبالقرب من المذنبات يمكن رؤية الرياح الشمسيّة بالأشعة السينيّة طائرة إلى ذؤابة المذنب ويتم معادلتها. وبالتالي تعكس صورة الأشعة السينية للمذنب حالة الرياح الشمسيّة أكثر من حالة المذنب.[28]