¿Cómo sabemos qué elementos están en el espectro de una galaxia?

Porque la relación de longitud de onda de las líneas permanece constante a pesar de cualquier corrimiento hacia el rojo cosmológico.

Por ejemplo, si el corrimiento al rojo es$z$, todas las líneas se desplazan hacia el rojo en longitud de onda por un factor$(1+z)$. Esto significa que todavía se puede reconocer un patrón de líneas.

También tenemos una idea bastante buena de cómo deberían verse los espectros, qué elementos químicos producirán características de absorción visibles con qué intensidades relativas, etc. (ver más abajo). Por lo general, esto hace que la identificación de las características de la línea sea sencilla.

Por supuesto, si solo hubiera una sola línea visible en el espectro (sucede, generalmente en cuásares con alto corrimiento al rojo), puede ser difícil identificar el corrimiento al rojo.

En términos de analizar lo que hay en una galaxia, generalmente la luz está dominada por el espectro mixto de miles de millones de estrellas. Este espectro se interpreta y modela utilizando modelos de evolución de galaxias y modelos de síntesis de población que predicen un espectro de un conjunto determinado.

Si una galaxia está lo suficientemente cerca, las abundancias químicas de su medio interestelar se pueden estimar a partir de espectros resueltos de nebulosas de emisión.

En comparación, interpretar los espectros de una estrella individual es trivial. Cientos, si no miles, de líneas de absorción pueden identificarse fácilmente y combinarse con las predicciones de modelos de atmósfera estelar muy detallados para estimar las abundancias químicas. Estos modelos contienen hasta millones de posibles transiciones radiativas, así como las diversas intensidades de línea y los procesos de ampliación que afectan al espectro.

Creo que si revisa cómo hacer la reducción del espectrógrafo, eso le dará una mejor idea sobre cómo identificar las características de línea de un espectrógrafo real. Puede ser, puede comenzar con este e ir desde allí .

En resumen, después de limpiar el espectrógrafo con un montón de técnicas de calibración, terminará con un conjunto de datos de (flujo, número de píxeles). El número de píxel es equivalente a la longitud de onda continua, es decir (número de píxel, longitud de onda), pero hay que encontrar la forma de mapearlo. Entonces, lo que hace es tener otro espectrógrafo de un objeto con un perfil espectral conocido (es decir, lámparas de arco) ocupando el mismo (número de píxeles, longitud de onda). Por lo tanto, puede establecer el mapa (número de píxeles, longitud de onda). Luego, vuelve a aplicar el mismo mapa a su objeto científico.

El efecto de alejamiento se llama "desplazamiento al rojo". El corrimiento al rojo es fácilmente predecible y se ha tenido en cuenta durante el proceso de mapeo mencionado anteriormente.

Hay efectos de mezcla como mencionaste. Sin embargo, durante el proceso ya que identifica el mapa usando una lámpara de arco, esto no es un problema. Así es como se ve el perfil de una lámpara de arco ( enlace ). En su objeto científico, no puede separar la combinación a menos que realice un análisis adicional, como simulación o ajuste.