Co to jest widmo absorpcyjne gwiazdy?
Widmo absorpcyjne (ciemnolinijne, widmo Fraunhofera) to widmo ciągłe przebite ciemnymi liniami absorpcyjnymi – powstaje gdy chłodniejszy gaz (atmosfera gwiazdy, gaz międzygwiazdowy) stoi między źródłem promieniowania ciągłego (fotosferą) a obserwatorem i pochłania fotony o określonych energiach odpowiadających przejściom energetycznym atomów i jonów. Widma absorpcyjne są najważniejszym narzędziem klasyfikacji i analizy gwiazd.
Mechanizm: foton o energii równej różnicy poziomów energetycznych atomu jest pochłonięty i atom przechodzi na wyższy poziom energetyczny; ponowna emisja jest izotropowa (we wszystkich kierunkach), więc obserwator w kierunku źródła widzi ubytek fotonów dla tej długości fali – ciemną linię. Kluczowe linie absorpcyjne w widmach gwiazd: linie wodoru Balmera (Hα 656 nm, Hβ 486 nm, Hγ 434 nm – widoczne w gwiazdach klasy A); linie wapnia CaII H i K (396 nm, 393 nm – max w gwiazdach klasy K); linie żelaza i niklu (M i K klasy); molekularne pasma TiO (M klasy, chłodne gwiazdy); He I (klasy B, O). Przesunięcie Dopplera linii absorpcyjnych: linie przesunięte ku czerwieni wskazują oddalanie się (recessja), ku niebieskiej – zbliżanie; pomiar prędkości radialnej gwiazdy z precyzją 1 m/s (metoda prędkości radialnych wykrywania egzoplanet). Gwiazdy binarne SB2 mają podwójne linie absorpcyjne przesunięte w przeciwnych kierunkach.
Linie Fraunhofera w widmie Słońca katalogował Joseph Fraunhofer w 1814 roku (oznaczając je literami A, B, C, D, E, F, G, H, K…). Helium odkryto spektroskopowo w widmie Słońca w 1868 roku (Janssen i Lockyer) na 27 lat przed odkryciem go na Ziemi (Ramsay, 1895) – stąd nazwa: helium od greckiego Helios (Słońce).