Как узнать, какие элементы находятся в спектрах галактик?

Потому что отношение длин волн линий остается постоянным, несмотря на любое космологическое красное смещение.

Например, если красное смещение$z$, все линии сдвинуты в красную сторону по длине волны в раз$(1+z)$. Это означает, что узор из линий все еще можно распознать.

У нас также есть довольно хорошее представление о том, как должны выглядеть спектры, какие химические элементы будут давать видимые особенности поглощения, с какой относительной силой и так далее (см. ниже). Обычно это упрощает идентификацию линейных объектов.

Конечно, если бы в спектре была видна только одна линия (такое случается, обычно у квазаров с большим красным смещением), было бы трудно точно определить красное смещение.

С точки зрения анализа того, что находится в Галактике, обычно в свете преобладает смешанный спектр миллиардов звезд. Этот спектр интерпретируется и моделируется с использованием моделей эволюции галактик и моделей синтеза населения, которые предсказывают спектр из данного ансамбля.

Если Галактика находится достаточно близко, химический состав ее межзвездной среды можно оценить по разрешенным спектрам эмиссионных туманностей.

Для сравнения, интерпретация спектров отдельной звезды тривиальна. Сотни, если не тысячи линий поглощения можно легко идентифицировать и сопоставить с предсказаниями очень подробных моделей звездной атмосферы для оценки содержания химических веществ. Эти модели содержат до миллионов возможных радиационных переходов, а также различные силы линий и процессы уширения, влияющие на спектр.

Я думаю, если вы посмотрите, как делать уменьшение спектрографа, это даст вам лучшее представление о том, как идентифицировать линейные особенности на реальном спектрографе. Может быть, вы можете начать с этого и идти оттуда.

Таким образом, после того, как вы очистите спектрограф с помощью множества методов калибровки, вы получите набор данных (поток, количество пикселей). Номер пикселя эквивалентен непрерывной длине волны, то есть (номер пикселя, длина волны), но вам нужно найти способ его сопоставления. Итак, что вы делаете, так это имеете другой спектрограф объекта с известным спектральным профилем (например, дуговые лампы), занимающий то же самое (число пикселей, длина волны). Следовательно, вы можете установить карту (количество пикселей, длина волны). Затем вы применяете ту же карту к своему научному объекту.

Эффект удаления называется «красным смещением». Красное смещение легко предсказуемо, и о нем позаботились во время процесса картирования, упомянутого выше.

Как вы упомянули, есть эффекты смешивания. Однако во время процесса, поскольку вы идентифицируете карту с помощью дуговой лампы, это не проблема. Вот так выглядит профиль дуговой лампы ( ссылка ). В вашем научном объекте вы не можете разделить смешивание, если не выполните дальнейший анализ, такой как моделирование или подгонка.