Woher wissen wir, welche Elemente sich in einem Galaxienspektrum befinden?

Denn das Wellenlängenverhältnis der Linien bleibt trotz kosmologischer Rotverschiebung konstant.

Zum Beispiel, wenn die Rotverschiebung ist$z$, sind alle Linien in der Wellenlänge um einen Faktor nach rot verschoben$(1+z)$. Dadurch kann ein Linienmuster noch erkennbar sein.

Wir haben auch eine ziemlich gute Vorstellung davon, wie die Spektren aussehen sollten, welche chemischen Elemente mit welchen relativen Stärken sichtbare Absorptionsmerkmale erzeugen und so weiter (siehe unten). Dies macht die Identifizierung von Linienmerkmalen normalerweise einfach.

Wenn im Spektrum nur eine einzige Linie sichtbar wäre (was vorkommt, normalerweise bei Quasaren mit hoher Rotverschiebung), kann es natürlich schwierig sein, die Rotverschiebung genau zu bestimmen.

In Bezug auf die Analyse dessen, was sich in einer Galaxie befindet, wird das Licht normalerweise vom gemischten Spektrum von Milliarden von Sternen dominiert. Dieses Spektrum wird unter Verwendung von Galaxienentwicklungsmodellen und Populationssynthesemodellen interpretiert und modelliert, die ein Spektrum von einem gegebenen Ensemble vorhersagen.

Wenn eine Galaxie nahe genug ist, kann die chemische Häufigkeit ihres interstellaren Mediums aus aufgelösten Spektren von Emissionsnebeln geschätzt werden.

Im Vergleich dazu ist die Interpretation der Spektren eines einzelnen Sterns trivial. Hunderte, wenn nicht Tausende von Absorptionslinien können leicht identifiziert und mit den Vorhersagen sehr detaillierter Sternatmosphärenmodelle abgeglichen werden, um die chemische Häufigkeit abzuschätzen. Diese Modelle enthalten bis zu Millionen möglicher Strahlungsübergänge sowie die verschiedenen Linienstärken und Verbreiterungsprozesse, die das Spektrum beeinflussen.

Ich denke, wenn Sie sich die Spektrographenreduktion ansehen, erhalten Sie eine bessere Vorstellung davon, wie Sie Linienmerkmale von einem echten Spektrographen identifizieren können. Vielleicht können Sie mit diesem beginnen und von dort aus weitermachen.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass Sie, nachdem Sie den Spektrographen mit einer Reihe von Kalibrierungstechniken gereinigt haben, am Ende einen Datensatz von (Fluss, Pixelzahl) haben. Die Pixelnummer entspricht der kontinuierlichen Wellenlänge, dh (Pixelnummer, Wellenlänge), aber Sie müssen den Weg finden, sie abzubilden. Was Sie also tun, ist, einen anderen Spektrographen eines Objekts mit bekanntem Spektralprofil (dh Bogenlampen) zu haben, der dasselbe belegt (Pixelzahl, Wellenlänge). Daher können Sie die (Pixelzahl, Wellenlänge)-Karte erstellen. Dann wenden Sie dieselbe Karte wieder auf Ihr Wissenschaftsobjekt an.

Der Wegbewegen-Effekt wird "Rotverschiebung" genannt. Die Rotverschiebung ist leicht vorhersehbar und wurde während des oben erwähnten Mapping-Prozesses berücksichtigt.

Es gibt Mischeffekte, wie Sie erwähnt haben. Da Sie die Karte während des Vorgangs jedoch mit einer Bogenlampe identifizieren, ist dies kein Problem. So sieht ein Bogenlampenprofil aus ( Link ). In Ihrem wissenschaftlichen Objekt können Sie die Mischung nicht trennen, es sei denn, Sie führen weitere Analysen wie Simulation oder Anpassung durch.