Astronomische Spektroskopie

Die astronomische Spektroskopie ist die Untersuchung astronomischer Phänomene mithilfe spektroskopischer Verfahren zur Messung des Spektrums elektromagnetischer Strahlung , einschließlich sichtbarem Licht , Ultraviolettstrahlung , Röntgenstrahlung , Infrarotstrahlung und Radiowellen , die von Sternen und anderen Himmelskörpern ausgestrahlt werden . Ein Sternspektrum kann viele Eigenschaften von Sternen offenbaren, wie ihre chemische Zusammensetzung, Temperatur, Dichte, Masse, Entfernung und Leuchtkraft. Die Spektroskopie kann die Bewegungsgeschwindigkeit eines Objekts auf den Beobachter zu oder von ihm weg durch Messung der Dopplerverschiebung bestimmen . Sie wird auch zur Untersuchung der physikalischen Eigenschaften vieler anderer Arten von Himmelskörpern eingesetzt, wie beispielsweise Planeten , Nebel , Galaxien und aktive Galaxienkerne .

Die astronomische Spektroskopie dient der Messung dreier Hauptstrahlungsbereiche des elektromagnetischen Spektrums: sichtbares Licht , Radiowellen und Röntgenstrahlung . Obwohl alle spektroskopischen Verfahren spezifische Spektralbereiche untersuchen, sind je nach Frequenz unterschiedliche Methoden zur Signalerfassung erforderlich. Ozon (O₃ ₎ und molekularer Sauerstoff (O₂ ₎ absorbieren Licht mit Wellenlängen unter 300 nm, weshalb für die Röntgen- und Ultraviolettspektroskopie Satellitenteleskope oder raketengestützte Detektoren benötigt werden . ^{[ 1 ] :27} Radiosignale weisen deutlich längere Wellenlängen als optische Signale auf und erfordern daher Antennen oder Parabolantennen . Infrarotlicht wird von atmosphärischem Wasser und Kohlendioxid absorbiert. Daher ist die Ausrüstung zwar ähnlich der in der optischen Spektroskopie verwendeten, jedoch werden Satelliten benötigt, um einen Großteil des Infrarotspektrums aufzuzeichnen. ^{[ 2 ]}

Physiker untersuchen das Sonnenspektrum seit Isaac Newton als Erster mit einem einfachen Prisma die Brechungseigenschaften des Lichts beobachtete. ^{[ 3 ]} Anfang des 19. Jahrhunderts nutzte Joseph von Fraunhofer seine Fähigkeiten als Glasmacher, um hochreine Prismen herzustellen, mit denen er 574 dunkle Linien in einem scheinbar kontinuierlichen Spektrum beobachten konnte. ^{[ 4 ]} Bald darauf kombinierte er Teleskop und Prisma, um das Spektrum der Venus , des Mondes , des Mars und verschiedener Sterne wie Beteigeuze zu beobachten . Sein Unternehmen produzierte und verkaufte bis zu seiner Schließung im Jahr 1884 weiterhin hochwertige Linsenfernrohre nach seinen ursprünglichen Entwürfen. ^{[ 5 ] : 28–29}

Die Auflösung eines Prismas ist durch seine Größe begrenzt; ein größeres Prisma liefert zwar ein detaillierteres Spektrum, die erhöhte Masse macht es jedoch für hochauflösende Untersuchungen ungeeignet. ^{[ 6 ]} Dieses Problem wurde Anfang des 20. Jahrhunderts mit der Entwicklung hochwertiger Reflexionsgitter durch J. S. Plaskett am Dominion Observatory in Ottawa, Kanada, gelöst. ^{[ 5 ] : 11} Licht, das auf einen Spiegel trifft, wird zwar im gleichen Winkel reflektiert, ein kleiner Teil des Lichts wird jedoch in einem anderen Winkel gebrochen; dies hängt von den Brechungsindizes der Materialien und der Wellenlänge des Lichts ab. ^{[ 7 ]} Durch die Verwendung eines sogenannten Blaze-Gitters mit einer großen Anzahl paralleler Spiegel lässt sich dieser kleine Lichtanteil fokussieren und visualisieren. Diese neuen Spektroskope lieferten detailliertere Ergebnisse als ein Prisma, benötigten weniger Licht und konnten durch Neigen des Gitters auf einen bestimmten Spektralbereich fokussiert werden. ^{[ 6 ]}

Die Begrenzung von Blazegittern liegt in der Breite der Spiegel, die nur bis zu einem bestimmten Grad geschliffen werden kann, bevor die Fokussierung verloren geht; das Maximum liegt bei etwa 1000 Linien/mm. Um diese Einschränkung zu überwinden, wurden holografische Gitter entwickelt. Volumenphasen-Holografiegitter verwenden einen dünnen Film aus dichromatisiertem Gelatine auf einer Glasoberfläche, der anschließend einem von einem Interferometer erzeugten Wellenmuster ausgesetzt wird . Dieses Wellenmuster erzeugt ein Reflexionsmuster, das dem von Blazegittern ähnelt, jedoch die Bragg-Beugung nutzt . Bei diesem Prozess hängt der Reflexionswinkel von der Anordnung der Atome in der Gelatine ab. Holografische Gitter können bis zu 6000 Linien/mm aufweisen und sind bis zu doppelt so effizient in der Lichterfassung wie Blazegitter. Da sie zwischen zwei Glasscheiben eingeschlossen sind, sind holografische Gitter sehr vielseitig und können potenziell Jahrzehnte halten, bevor sie ausgetauscht werden müssen. ^{[ 8 ]}

Das durch das Gitter oder Prisma eines Spektrographen gestreute Licht kann von einem Detektor aufgezeichnet werden. Früher wurden zur Spektrenaufzeichnung häufig fotografische Platten verwendet, bis elektronische Detektoren entwickelt wurden. Heute verwenden optische Spektrographen meist CCD -Sensoren (Charge-Coupled Devices ). Die Wellenlängenskala eines Spektrums lässt sich durch Beobachtung des Spektrums von Emissionslinien bekannter Wellenlänge einer Gasentladungslampe kalibrieren . Die Flussdichteskala eines Spektrums kann als Funktion der Wellenlänge durch Vergleich mit einer Beobachtung eines Standardsterns unter Berücksichtigung der atmosphärischen Lichtabsorption kalibriert werden; dies wird als Spektrophotometrie bezeichnet . ^{[ 9 ]}

Die Radioastronomie wurde Anfang der 1930er Jahre mit den Arbeiten von Karl Jansky bei den Bell Labs begründet . Er baute eine Radioantenne, um mögliche Störquellen für transatlantische Funkübertragungen zu untersuchen. Eine der entdeckten Störquellen stammte nicht von der Erde, sondern aus dem Zentrum der Milchstraße im Sternbild Schütze . ^{[ 10 ]} 1942 gelang es J. S. Hey , die Radiofrequenz der Sonne mithilfe militärischer Radarempfänger aufzufangen. ^{[ 1 ] : 26} Die Radiospektroskopie begann mit der Entdeckung der 21-Zentimeter-H-I-Linie im Jahr 1951.

Radio interferometry was pioneered in 1946, when Joseph Lade Pawsey, Ruby Payne-Scott and Lindsay McCready used a single antenna atop a sea cliff to observe 200 MHz solar radiation. Two incident beams, one directly from the sun and the other reflected from the sea surface, generated the necessary interference.^[11] The first multi-receiver interferometer was built in the same year by Martin Ryle and Vonberg.^[12][13] In 1960, Ryle and Antony Hewish published the technique of aperture synthesis to analyze interferometer data.^[14] The aperture synthesis process, which involves autocorrelating and discrete Fourier transforming the incoming signal, recovers both the spatial and frequency variation in flux.^[15] The result is a 3D image whose third axis is frequency. For this work, Ryle and Hewish were jointly awarded the 1974 Nobel Prize in Physics.^[16]

Continuous spectrum

Emission lines (discrete spectrum)

Absorption lines (continuum plus discrete spectrum)

Newton used a prism to split white light into a spectrum of color, and Fraunhofer's high-quality prisms allowed scientists to see dark lines of an unknown origin. In the 1850s, Gustav Kirchhoff and Robert Bunsen described the phenomena behind these dark lines. Hot solid objects produce light with a continuous spectrum, hot gases emit light at specific wavelengths, and hot solid objects surrounded by cooler gases show a near-continuous spectrum with dark lines corresponding to the emission lines of the gases.^{[5]: 42–44 [17]} By comparing the absorption lines of the Sun with emission spectra of known gases, the chemical composition of stars can be determined.

The major Fraunhofer lines, and the elements with which they are associated, appear in the following table. Designations from the early Balmer Series are shown in parentheses.

Nicht alle Elemente der Sonne wurden sofort identifiziert. Zwei Beispiele sind im Folgenden aufgeführt:

• 1868 beobachteten Norman Lockyer und Pierre Janssen unabhängig voneinander eine Linie neben dem Natrium-Dublett (D ₁ und D ₂ ), die Lockyer als neues Element identifizierte. Er nannte es Helium , doch erst 1895 wurde das Element auf der Erde nachgewiesen. ^{[ 5 ] : 84–85}
• 1869 beobachteten die Astronomen Charles Augustus Young und William Harkness unabhängig voneinander eine neuartige grüne Emissionslinie in der Sonnenkorona während einer Sonnenfinsternis. Dieses „neue“ Element wurde fälschlicherweise Coronium genannt , da es nur in der Korona gefunden wurde. Erst in den 1930er Jahren entdeckten Walter Grotrian und Bengt Edlén , dass die Spektrallinie bei 530,3 nm auf hochionisiertes Eisen (Fe ^¹³⁺ ) zurückzuführen ist. ^{[ 18 ]} Weitere ungewöhnliche Linien im Koronaspektrum werden ebenfalls durch hochgeladene Ionen wie Nickel und Calcium verursacht . Die hohe Ionisierung ist auf die extreme Temperatur der Sonnenkorona zurückzuführen . ^{[ 1 ] : 87, 297}

Bislang wurden mehr als 20.000 Absorptionslinien der Sonne im Bereich zwischen 293,5 und 877,0 nm erfasst, jedoch konnten nur etwa 75 % dieser Linien der Elementabsorption zugeordnet werden. ^{[ 1 ] : 69}

Durch die Analyse der Äquivalentbreite jeder Spektrallinie in einem Emissionsspektrum lassen sich sowohl die in einem Stern vorhandenen Elemente als auch ihre relativen Häufigkeiten bestimmen. ^{[ 7 ]} Mithilfe dieser Informationen können Sterne in Sternpopulationen eingeteilt werden ; Sterne der Population I sind die jüngsten Sterne und weisen den höchsten Metallgehalt auf (die Sonne ist ein Stern der Population I), während Sterne der Population III die ältesten Sterne mit einem sehr geringen Metallgehalt sind. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

1860 schlug Gustav Kirchhoff die Idee eines schwarzen Körpers vor , eines Materials, das elektromagnetische Strahlung in allen Wellenlängenbereichen emittiert. ^{[ 21 ] [ 22 ]} 1894 leitete Wilhelm Wien einen Ausdruck ab, der die Temperatur (T) eines schwarzen Körpers mit seiner maximalen Emissionswellenlänge (λ _max ) in Beziehung setzt: ^{[ 23 ]}

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

b ist eine Proportionalitätskonstante, die Wiensche Verschiebungskonstante genannt wird und gleich ist2,897 771 955 ... × 10 ⁻³  m⋅K . ^{[ 24 ]} Diese Gleichung wird Wiensches Verschiebungsgesetz genannt . Durch Messung der Wellenlänge des Absorptionsmaximums eines Sterns lässt sich die Oberflächentemperatur bestimmen. ^{[ 17 ]} Beträgt die Wellenlänge des Absorptionsmaximums eines Sterns beispielsweise 502 nm, so entspricht dies einer Temperatur von 5772 Kelvin .

Die Leuchtkraft eines Sterns ist ein Maß für die in einer bestimmten Zeitspanne abgegebene elektromagnetische Energie . ^{[ 25 ]} Die Leuchtkraft (L) kann mit der Temperatur (T) eines Sterns wie folgt in Beziehung gesetzt werden:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}}$,

wobei R der Radius des Sterns und σ die Stefan-Boltzmann -Konstante mit dem Wert5.670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴ . ^{[ 26 ]} Wenn also sowohl die Leuchtkraft als auch die Temperatur bekannt sind (durch direkte Messung und Berechnung), kann der Radius eines Sterns bestimmt werden.

Die Spektren von Galaxien ähneln Sternspektren, da sie aus dem kombinierten Licht von Milliarden von Sternen bestehen.

Doppler-Verschiebungsstudien von Galaxienhaufen durch Fritz Zwicky im Jahr 1937 ergaben, dass sich die Galaxien in einem Haufen viel schneller bewegten, als es aufgrund der aus dem sichtbaren Licht abgeleiteten Masse des Haufens möglich schien. Zwicky vermutete, dass Galaxienhaufen eine große Menge nichtleuchtender Materie enthalten müssten, die als Dunkle Materie bekannt wurde . ^{[ 27 ]} Seit seiner Entdeckung haben Astronomen festgestellt, dass ein großer Teil der Galaxien (und der größte Teil des Universums) aus Dunkler Materie besteht. Im Jahr 2003 wurde jedoch festgestellt, dass vier Galaxien (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 und NGC 4697 ) nur wenig bis gar keine Dunkle Materie enthalten, die die Bewegung der darin enthaltenen Sterne beeinflusst; der Grund für das Fehlen Dunkler Materie ist unbekannt. ^{[ 28 ]}

In den 1950er Jahren entdeckte man starke Radioquellen in Verbindung mit sehr lichtschwachen, stark roten Objekten. Bei der ersten Spektrumsaufnahme eines dieser Objekte traten Absorptionslinien bei Wellenlängen auf, bei denen keine erwartet wurden. Man erkannte schnell, dass es sich um ein normales, jedoch stark rotverschobenes Galaxienspektrum handelte. ^{[ 29 ] [ 30 ]} Hong-Yee Chiu gab diesen Objekten 1964 den Namen quasistellare Radioquellen oder Quasare . ^{[ 31 ]} Man geht heute davon aus, dass Quasare Galaxien sind, die in der Frühzeit unseres Universums entstanden sind und deren extreme Energieabgabe von supermassereichen Schwarzen Löchern stammt . ^{[ 30 ]}

Die Eigenschaften einer Galaxie lassen sich auch durch die Analyse der darin enthaltenen Sterne bestimmen. NGC 4550 , eine Galaxie im Virgo-Galaxienhaufen, weist einen großen Teil von Sternen auf, die sich in entgegengesetzte Richtungen drehen. Man geht davon aus, dass die Galaxie aus zwei kleineren Galaxien entstanden ist, die sich zuvor entgegengesetzt drehten. ^{[ 32 ]} Helle Sterne in Galaxien können zudem helfen, die Entfernung zu einer Galaxie zu bestimmen, was möglicherweise genauer ist als die Parallaxe oder die Messung mit Standardkerzen . ^{[ 33 ]}

Das interstellare Medium ist die Materie, die den Raum zwischen den Sternsystemen einer Galaxie einnimmt. 99 % dieser Materie sind gasförmig – Wasserstoff , Helium und geringere Mengen anderer ionisierter Elemente wie Sauerstoff . Die restlichen 1 % bestehen aus Staubpartikeln, vermutlich hauptsächlich aus Graphit , Silikaten und Eis. ^{[ 34 ]} Wolken aus Staub und Gas werden als Nebel bezeichnet .

Es gibt drei Haupttypen von Nebeln: Absorptions- , Reflexions- und Emissionsnebel . Absorptionsnebel (oder Dunkelnebel) bestehen aus so großen Mengen an Staub und Gas, dass sie das dahinterliegende Sternenlicht abschirmen und somit die Photometrie erschweren. Reflexionsnebel reflektieren, wie der Name schon sagt, das Licht naher Sterne. Ihr Spektrum entspricht dem der sie umgebenden Sterne, allerdings ist das Licht blauer; kürzere Wellenlängen werden stärker gestreut als längere. Emissionsnebel emittieren Licht in spezifischen Wellenlängen, die von ihrer chemischen Zusammensetzung abhängen. ^{[ 34 ]}

In den Anfängen der astronomischen Spektroskopie rätselten Wissenschaftler über das Spektrum von Gasnebeln. 1864 bemerkte William Huggins , dass viele Nebel anstelle eines vollständigen Spektrums wie Sterne nur Emissionslinien aufwiesen. Aus den Arbeiten Kirchhoffs schloss er, dass Nebel „enorme Massen an leuchtendem Gas oder Dampf“ enthalten müssten. ^{[ 35 ]} Es gab jedoch mehrere Emissionslinien, die keinem terrestrischen Element zugeordnet werden konnten, darunter die hellsten Linien bei 495,9 nm und 500,7 nm. ^{[ 36 ]} Diese Linien wurden einem neuen Element, Nebulium , zugeschrieben, bis Ira Bowen 1927 feststellte, dass die Emissionslinien von hochionisiertem Sauerstoff (O²⁺) stammten ^. [ ^{37 ] [ 38 ] Diese} Emissionslinien konnten im Labor nicht reproduziert werden, da es sich um verbotene Linien handelt . Die geringe Dichte eines Nebels (ein Atom pro Kubikzentimeter) ^{[ 34 ]} ermöglicht es metastabilen Ionen, durch verbotene Linienemission anstatt durch Kollisionen mit anderen Atomen zu zerfallen. ^{[ 36 ]}

Nicht alle Emissionsnebel befinden sich um oder in der Nähe von Sternen, wo die Sonneneinstrahlung Ionisation verursacht. Die meisten gasförmigen Emissionsnebel bestehen aus neutralem Wasserstoff. Im Grundzustand kann neutraler Wasserstoff zwei Spinzustände aufweisen : Das Elektron hat entweder den gleichen oder den entgegengesetzten Spin wie das Proton . Beim Übergang zwischen diesen beiden Zuständen emittiert das Atom eine Emissions- oder Absorptionslinie bei 21 cm. ^{[ 34 ]} Diese Linie liegt im Radiobereich und ermöglicht sehr präzise Messungen: ^{[ 36 ]}

• Die Geschwindigkeit der Wolke kann mittels Dopplerverschiebung gemessen werden.
• Die Intensität der 21-cm-Linie gibt die Dichte und die Anzahl der Atome in der Wolke an.
• Die Temperatur der Wolke kann berechnet werden

Anhand dieser Informationen wurde die Form der Milchstraße als Spiralgalaxie bestimmt , wobei die genaue Anzahl und Position der Spiralarme Gegenstand laufender Forschung ist. ^{[ 39 ]}

Staub und Moleküle im interstellaren Medium beeinträchtigen nicht nur die Photometrie, sondern verursachen auch Absorptionslinien in der Spektroskopie. Ihre spektralen Merkmale entstehen durch Übergänge von Elektronen zwischen verschiedenen Energieniveaus oder durch Rotations- oder Schwingungsspektren. Der Nachweis erfolgt üblicherweise im Radio-, Mikrowellen- oder Infrarotbereich des Spektrums. ^{[ 40 ]} Die chemischen Reaktionen, die diese Moleküle bilden, können in kalten, diffusen Wolken ^{[ 41 ]} _{oder in dichten ,} ultraviolett bestrahlten Regionen stattfinden . ^{[ 42 ]} Die meisten bekannten Verbindungen im Weltraum sind organisch und reichen von kleinen Molekülen wie Acetylen ₍ C₂H₂ ) und Aceton (CH₃ ₎ ₂CO _[ ⁴³ ] ^über ganze Klassen großer Moleküle wie Fullerene ^{[ 42 ]} und polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe bis hin zu ^Feststoffen wie Graphit oder anderen rußigen Materialien. ^{[ 44 ]}

Sterne und interstellares Gas werden durch die Schwerkraft zu Galaxien zusammengehalten, und Galaxiengruppen können in Galaxienhaufen durch die Schwerkraft zusammengehalten werden . ^{[ 45 ]} Mit Ausnahme der Sterne in der Milchstraße und der Galaxien der Lokalen Gruppe bewegen sich fast alle Galaxien aufgrund der Expansion des Universums von der Erde weg . ^{[ 18 ]}

Die Bewegung von Sternen lässt sich anhand ihres Spektrums bestimmen. Aufgrund des Doppler-Effekts werden Objekte, die sich auf uns zubewegen, blauverschoben , und Objekte, die sich von uns entfernen, rotverschoben . Die Wellenlänge des rotverschobenen Lichts ist länger und erscheint röter als das Licht der Quelle. Umgekehrt ist die Wellenlänge des blauverschobenen Lichts kürzer und erscheint blauer als das Licht der Quelle.

${\displaystyle {\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {v_{0}}{c}}}$

Hierbei ist λ die emittierte Wellenlänge, v die Geschwindigkeit des Objekts und λ die beobachtete Wellenlänge. Beachten Sie, dass v < 0 einer blauverschobenen Wellenlänge λ < _λ₀ entspricht . Eine rotverschobene Absorptions- oder Emissionslinie erscheint im Spektrum weiter im roten Bereich als eine stationäre Linie. 1913 stellte Vesto Slipher fest, dass die Andromeda-Galaxie blauverschoben ist, sich also auf die Milchstraße zubewegt. Er zeichnete die Spektren von 20 weiteren Galaxien auf – alle bis auf vier waren rotverschoben – und konnte so ihre Geschwindigkeiten relativ zur Erde berechnen. Edwin Hubble nutzte diese Informationen sowie seine eigenen Beobachtungen später, um das Hubble-Gesetz zu formulieren : Je weiter eine Galaxie von der Erde entfernt ist, desto schneller bewegt sie sich von ihr weg. ^{[ 18 ] [ 46 ]} Das Hubble-Gesetz lässt sich verallgemeinern zu: ${\displaystyle \lambda _{0}}$${\displaystyle v_{0}}$${\displaystyle \lambda }$

${\displaystyle v=H_{0}d}$

wobei die Geschwindigkeit (oder Hubble-Fluss), die Hubble-Konstante und der Abstand von der Erde ist. ${\displaystyle v}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle d}$

Die Rotverschiebung (z) kann durch die folgenden Gleichungen ausgedrückt werden: ^{[ 47 ]}

Berechnung der Rotverschiebung,${\displaystyle z}$

Basierend auf der Wellenlänge	Basierend auf der Frequenz
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emittieren} }}{\lambda _{\mathrm {emittieren} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$

In diesen Gleichungen wird die Frequenz mit ω und die Wellenlänge mit λ bezeichnet . Je größer der Wert von z, desto stärker ist die Rotverschiebung des Lichts und desto weiter ist das Objekt von der Erde entfernt. Im Januar 2013 wurde mit Hilfe des Hubble Ultra-Deep Field die größte Galaxienrotverschiebung von z ~ 12 gefunden , was einem Alter von über 13 Milliarden Jahren entspricht (das Universum ist etwa 13,82 Milliarden Jahre alt). ^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}${\displaystyle f}$${\displaystyle \lambda }$

Der Doppler-Effekt und das Hubble-Gesetz können kombiniert werden, um die Gleichung zu bilden , wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist. ${\displaystyle z={\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}}$

Objekte, die gravitativ aneinander gebunden sind, rotieren um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Bei Sternen wird diese Bewegung als Eigenbewegung bezeichnet und kann den Hubble-Fluss verändern. Daher muss dem Hubble-Gesetz ein zusätzlicher Term für die Eigenbewegung hinzugefügt werden: ^{[ 51 ]}

${\displaystyle v_{\text{total}}=H_{0}d+v_{\mathrm {pec} }}$

Diese Bewegung kann bei der Betrachtung eines Sonnen- oder Galaxienspektrums zu Verwirrung führen, da die auf dem einfachen Hubble-Gesetz basierende erwartete Rotverschiebung durch die Eigenbewegung überlagert wird. Beispielsweise waren Form und Größe des Virgo-Galaxienhaufens aufgrund der sehr hohen Eigenbewegungen der Galaxien im Haufen Gegenstand intensiver wissenschaftlicher Untersuchungen. ^{[ 52 ]}

So wie Planeten durch die Gravitation an Sterne gebunden sein können, können auch Sternpaare einander umkreisen. Manche Doppelsterne sind visuelle Doppelsterne, das heißt, ihre Umlaufbahn kann durch ein Teleskop beobachtet werden. Andere Doppelsterne liegen jedoch zu nah beieinander, um einzeln aufgelöst zu werden . ^{[ 53 ]} Diese beiden Sterne zeigen, durch ein Spektrometer betrachtet, ein zusammengesetztes Spektrum: Die Spektren der einzelnen Sterne werden addiert. Dieses zusammengesetzte Spektrum lässt sich leichter erkennen, wenn die Sterne eine ähnliche Leuchtkraft, aber unterschiedliche Spektralklassen aufweisen . ^{[ 54 ]}

Spektroskopische Doppelsterne lassen sich auch aufgrund ihrer Radialgeschwindigkeit nachweisen . Während sie einander umkreisen, bewegt sich ein Stern auf die Erde zu, der andere von ihr weg, was zu einer Dopplerverschiebung im Gesamtspektrum führt. Die Bahnebene des Systems bestimmt die Stärke dieser Verschiebung: Blickt der Beobachter senkrecht zur Bahnebene, ist keine Radialgeschwindigkeit messbar. ^{[ 53 ] [ 54 ]} Betrachtet man beispielsweise ein Karussell von der Seite, sieht man die Tiere auf sich zu und von sich weg rollen, während sie sich bei einem Blick von oben nur horizontal bewegen.

Planeten , Asteroiden und Kometen reflektieren Licht ihrer Muttersterne und emittieren selbst Licht. Bei kühleren Objekten, darunter Planeten und Asteroiden des Sonnensystems , liegt der größte Teil der Emission im Infrarotbereich, der für uns unsichtbar ist, aber routinemäßig mit Spektrometern gemessen wird . Bei von Gas umgebenen Objekten, wie Kometen und Planeten mit Atmosphären, finden weitere Emissionen und Absorptionen bei spezifischen Wellenlängen im Gas statt, wodurch das Spektrum des Gases dem des festen Objekts aufprägt. Bei Welten mit dichten Atmosphären oder vollständiger Wolken- oder Dunstbedeckung (wie den vier Gasriesen , der Venus und dem Saturnmond Titan ) ist das Spektrum größtenteils oder vollständig auf die Atmosphäre zurückzuführen. ^{[ 55 ]}

Das von einem Planeten reflektierte Licht enthält Absorptionsbanden, die bei Gesteinskörpern auf Mineralien im Gestein oder bei der Atmosphäre auf Elemente und Moleküle zurückzuführen sind. Bislang wurden über 3.500 Exoplaneten entdeckt. Dazu gehören sogenannte heiße Jupiter sowie erdähnliche Planeten. Mithilfe der Spektroskopie wurden Verbindungen wie Alkalimetalle, Wasserdampf, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid und Methan nachgewiesen. ^{[ 56 ]}

Asteroiden lassen sich anhand ihrer Spektren in drei Haupttypen einteilen. Die ursprünglichen Kategorien wurden 1975 von Clark R. Chapman, David Morrison und Ben Zellner entwickelt und 1984 von David J. Tholen erweitert. In der heute als Tholen-Klassifikation bekannten Einteilung bestehen C-Typen aus kohlenstoffhaltigem Material, S - Typen hauptsächlich aus Silikaten und X-Typen sind metallisch. Für ungewöhnliche Asteroiden existieren weitere Klassifikationen. C- und S-Typ-Asteroiden sind die häufigsten. Im Jahr 2002 wurde die Tholen-Klassifikation zur SMASS-Klassifikation weiterentwickelt , wodurch die Anzahl der Kategorien von 14 auf 26 erweitert wurde, um eine präzisere spektroskopische Analyse der Asteroiden zu ermöglichen. ^{[ 57 ] [ 58 ]}

Die Spektren von Kometen setzen sich aus dem reflektierten Sonnenspektrum der den Kometen umgebenden Staubwolken sowie aus Emissionslinien von gasförmigen Atomen und Molekülen zusammen, die durch Sonnenlicht und/oder chemische Reaktionen zur Fluoreszenz angeregt werden . So wurde beispielsweise die chemische Zusammensetzung des Kometen ISON ^{[ 59 ]} spektroskopisch anhand der markanten Emissionslinien von Cyanogen (CN) sowie von Kohlenstoffatomen mit zwei und drei Kohlenstoffatomen (C₂ und C₃) bestimmt _. [ ₆₀ ] ^{Nahegelegene Kometen sind} sogar im Röntgenbereich sichtbar, da Sonnenwindionen, die in die Koma gelangen , neutralisiert werden. Die Röntgenspektren der Kometen spiegeln daher eher den Zustand des Sonnenwinds als den des Kometen wider. ^{[ 61 ]}