タグ付けされた質問 「spectrometry」

科学者は、たとえば星から発せられる可視光を見るときに、スペクトルの赤または青の端に向かって光をシフトすることで、それが地球に向かっているのか地球から離れているのかを判断できます。しかし、彼らはまた、可視スペクトルに当たる光を見て、その星の組成を決定することもできます。たとえば、スペクトルの赤い端に光が降り注ぐのが、星の構成ではなく、離れていることを示しているかどうかをどのように判断しますか？彼らはどのように違いを見分けますか？ さらに、星の色も温度に基づいているという事実と、これらすべてはどのように調和していますか？ 注：質問は、モーションと構成についてのみ尋ねる私の元の質問の後にコメントと更新された回答の後に温度を含めるように拡張されました。

10 doppler-effect  spectrometry 

ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源スペクトログラフからの紫外線分光データのワーウィック/ケンブリッジ研究が白い矮星GD 61の周りの岩の破片に大量の酸素を発見したと言っているいくつかの記事があります。この量の酸素は大きな塊（小惑星）を示します。これはかつて岩の破片（26％の水）で構成されていました。 （出典：sciencedaily.com） 画像クレジット：著作権Mark A. Garlick、space-art.co.uk、ウォーリック大学およびケンブリッジ大学 私が見つけることができないように見えるのは、分光学的検査で見つかった酸素の量です。また、酸素のレベルに基づいてどのくらいの水が存在するかを決定するために、彼らはどのような方法を使用しましたか？

10 water  spectrometry 

私は、現在の電波天文分光分析技術の能力に頭を回して、あまり遠くない微弱なソース、たとえば太陽系のすぐ近くにある星間物質の化学組成と密度を分離しようとしています。本質的に、私たちのローカルの星間雲は何でできていて、どれくらいそこにありますか： これまでのところ、遠方の電波源を分離し、それらの超微細すなわち分子レベルの組成を分析することに大きな成功を収めてきました。星間媒質の組成についても、観察できない非極性N 2の存在の代理となるジアゼニリウム（N 2 H +）の分子イオンまで同じことが言えます。 たとえば、P。Caselli et al。Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics の論文（PDF）が発表した論文（PDF）では、1995年に戻って、93 GHz でのN 2 H +の Taurusでの静止低質量雲コアL1512 への遷移がJ = 1→0 でした。それは18年前です。 ！ 私が理解していないのは、現在の技術を使用して、電波スペクトルの局所的な低質量構造をそのバックグラウンドノイズから分離し、電波天文学分光分析によってその超微細構造を分析することを妨げているのは何ですか？S / N比は単純に機能せず、ローカルクラウドの密度は薄すぎて背景から除外できませんか？あるいは、そのような観測が実際に既に行われていて、ローカルクラウドに私が知らない分子データがすでにあるのでしょうか。

9 radio-astronomy  spectrometry