Espectroscopia astronômica - Astronomical spectroscopy

O Star-Spectroscope do Lick Observatory em 1898. Projetado por James Keeler e construído por John Brashear .

A espectroscopia astronômica é o estudo da astronomia usando as técnicas da espectroscopia para medir o espectro da radiação eletromagnética , incluindo luz visível , ultravioleta , raios-X , infravermelho e ondas de rádio que irradiam de estrelas e outros objetos celestes. Um espectro estelar pode revelar muitas propriedades das estrelas, como sua composição química, temperatura, densidade, massa, distância e luminosidade. A espectroscopia pode mostrar a velocidade do movimento em direção ou afastamento do observador medindo o desvio Doppler . A espectroscopia também é usada para estudar as propriedades físicas de muitos outros tipos de objetos celestes, como planetas , nebulosas , galáxias e núcleos galácticos ativos .

Fundo

Opacidade da atmosfera da Terra para diferentes comprimentos de onda de radiação eletromagnética . A atmosfera bloqueia alguns comprimentos de onda, mas é principalmente transparente para a luz visível e uma ampla gama de ondas de rádio.

A espectroscopia astronômica é usada para medir três bandas principais de radiação no espectro eletromagnético: luz visível , ondas de rádio e raios-X . Embora toda espectroscopia olhe para bandas específicas do espectro, diferentes métodos são necessários para adquirir o sinal, dependendo da frequência. O ozônio (O ₃ ) e o oxigênio molecular (O ₂ ) absorvem luz com comprimentos de onda abaixo de 300 nm, o que significa que a espectroscopia de raios-X e ultravioleta requer o uso de um telescópio de satélite ou detectores montados em foguetes . Os sinais de rádio têm comprimentos de onda muito mais longos do que os sinais ópticos e requerem o uso de antenas ou antenas parabólicas . A luz infravermelha é absorvida pela água atmosférica e pelo dióxido de carbono, portanto, embora o equipamento seja semelhante ao usado na espectroscopia óptica, os satélites precisam registrar grande parte do espectro infravermelho.

Espectroscopia óptica

A luz incidente reflete no mesmo ângulo (linhas pretas), mas uma pequena parte da luz é refratada como luz colorida (linhas vermelhas e azuis).

Os físicos têm observado o espectro solar desde que Isaac Newton usou pela primeira vez um prisma simples para observar as propriedades refrativas da luz. No início de 1800, Joseph von Fraunhofer usou suas habilidades como vidreiro para criar prismas muito puros, o que lhe permitiu observar 574 linhas escuras em um espectro aparentemente contínuo. Logo depois disso, ele combinou telescópio e prisma para observar o espectro de Vênus , a Lua , Marte e várias estrelas como Betelgeuse ; sua empresa continuou a fabricar e vender telescópios refratários de alta qualidade com base em seus projetos originais até o seu fechamento em 1884.

A resolução de um prisma é limitada por seu tamanho; um prisma maior fornecerá um espectro mais detalhado, mas o aumento na massa o torna inadequado para trabalhos altamente detalhados. Este problema foi resolvido no início de 1900 com o desenvolvimento de grades de reflexão de alta qualidade por JS Plaskett no Observatório Dominion em Ottawa, Canadá. A luz que atinge um espelho refletirá no mesmo ângulo, no entanto, uma pequena parte da luz será refratada em um ângulo diferente; isso depende dos índices de refração dos materiais e do comprimento de onda da luz. Ao criar uma grade "resplandecente" que utiliza um grande número de espelhos paralelos, a pequena porção de luz pode ser focalizada e visualizada. Esses novos espectroscópios eram mais detalhados do que um prisma, exigiam menos luz e podiam ser focados em uma região específica do espectro inclinando a grade.

A limitação de uma grade em chamas é a largura dos espelhos, que só podem ser polidos por uma quantidade finita antes que o foco seja perdido; o máximo é em torno de 1000 linhas / mm. A fim de superar esta limitação, grades holográficas foram desenvolvidas. As grades holográficas de fase de volume usam uma película fina de gelatina dicromada sobre uma superfície de vidro, que é subsequentemente exposta a um padrão de onda criado por um interferômetro . Este padrão de onda configura um padrão de reflexão semelhante às grades em chamas, mas utilizando difração de Bragg , um processo em que o ângulo de reflexão depende do arranjo dos átomos na gelatina. As grades holográficas podem ter até 6.000 linhas / mm e podem ser até duas vezes mais eficientes na coleta de luz do que as grades queimadas. Por serem seladas entre duas folhas de vidro, as grades holográficas são muito versáteis, podendo durar décadas antes de precisar de substituição.

A luz dispersa pela grade ou prisma em um espectrógrafo pode ser registrada por um detector. Historicamente, as placas fotográficas eram amplamente utilizadas para registrar espectros até que os detectores eletrônicos fossem desenvolvidos, e hoje os espectrógrafos ópticos costumam empregar dispositivos de carga acoplada (CCDs). A escala de comprimento de onda de um espectro pode ser calibrada observando o espectro de linhas de emissão de comprimento de onda conhecido de uma lâmpada de descarga de gás . A escala de fluxo de um espectro pode ser calibrada em função do comprimento de onda em comparação com a observação de uma estrela padrão com correções para a absorção atmosférica de luz; isso é conhecido como espectrofotometria .

Espectroscopia de rádio

A radioastronomia foi fundada com o trabalho de Karl Jansky no início dos anos 1930, enquanto trabalhava para a Bell Labs . Ele construiu uma antena de rádio para observar as fontes potenciais de interferência para as transmissões de rádio transatlânticas. Uma das fontes de ruído descobertas não veio da Terra, mas do centro da Via Láctea , na constelação de Sagitário . Em 1942, JS Hey capturou a frequência de rádio do sol usando receptores de radar militares. A espectroscopia de rádio começou com a descoberta da linha H I de 21 centímetros em 1951.

Interferometria de rádio

A interferometria de rádio foi iniciada em 1946, quando Joseph Lade Pawsey , Ruby Payne-Scott e Lindsay McCready usaram uma única antena no topo de um penhasco para observar a radiação solar de 200 MHz. Dois feixes incidentes, um diretamente do sol e outro refletido da superfície do mar, geraram a interferência necessária. O primeiro interferômetro multi-receptor foi construído no mesmo ano por Martin Ryle e Vonberg. Em 1960, Ryle e Antony Hewish publicaram a técnica de síntese de abertura para analisar dados de interferômetro. O processo de síntese de abertura, que envolve autocorrelação e transformação discreta de Fourier do sinal de entrada, recupera a variação espacial e de frequência no fluxo. O resultado é uma imagem 3D cujo terceiro eixo é a frequência. Por este trabalho, Ryle e Hewish receberam em conjunto o Prêmio Nobel de Física de 1974 .

Espectroscopia de raios X

Estrelas e suas propriedades

Espectro contínuo

Linhas de emissão ( espectro discreto )

Linhas de absorção (espectro discreto)

Propriedades quimicas

Newton usou um prisma para dividir a luz branca em um espectro de cores, e os prismas de alta qualidade de Fraunhofer permitiram aos cientistas ver linhas escuras de origem desconhecida. Na década de 1850, Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen descreveram os fenômenos por trás dessas linhas escuras. Objetos sólidos quentes produzem luz com um espectro contínuo , gases quentes emitem luz em comprimentos de onda específicos e objetos sólidos quentes cercados por gases mais frios mostram um espectro quase contínuo com linhas escuras correspondendo às linhas de emissão dos gases. Comparando as linhas de absorção do Sol com espectros de emissão de gases conhecidos, a composição química das estrelas pode ser determinada.

As principais linhas de Fraunhofer e os elementos aos quais estão associadas aparecem na tabela a seguir. As designações das primeiras séries Balmer são mostradas entre parênteses.

Nem todos os elementos do Sol foram identificados imediatamente. Dois exemplos estão listados abaixo.

• Em 1868, Norman Lockyer e Pierre Janssen observaram independentemente uma linha ao lado do dupleto de sódio (D ₁ e D ₂ ) que Lockyer determinou ser um novo elemento. Ele o chamou de Hélio , mas não foi até 1895 que o elemento foi encontrado na Terra.
• Em 1869, os astrônomos Charles Augustus Young e William Harkness observaram independentemente uma nova linha de emissão verde na coroa do Sol durante um eclipse. Esse "novo" elemento foi denominado incorretamente de corônio , pois só era encontrado na coroa. Foi só na década de 1930 que Walter Grotrian e Bengt Edlén descobriram que a linha espectral em 530,3 nm era devida ao ferro altamente ionizado (Fe ¹³⁺ ). Outras linhas incomuns no espectro coronal também são causadas por íons altamente carregados, como níquel e cálcio , a alta ionização sendo devido à temperatura extrema da coroa solar .

Até o momento, mais de 20.000 linhas de absorção foram listadas para o Sol entre 293,5 e 877,0 nm, mas apenas aproximadamente 75% dessas linhas foram relacionadas à absorção elementar.

Ao analisar a largura de cada linha espectral em um espectro de emissão, os elementos presentes em uma estrela e suas abundâncias relativas podem ser determinados. Usando esta informação, as estrelas podem ser categorizadas em populações estelares ; As estrelas da População I são as estrelas mais jovens e têm o maior teor de metal (nosso Sol é uma estrela Pop I), enquanto as estrelas da População III são as estrelas mais antigas com um teor de metal muito baixo.

Temperatura e tamanho

Curvas de corpo negro para várias temperaturas.

Em 1860, Gustav Kirchhoff propôs a ideia de um corpo negro , um material que emite radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda. Em 1894, Wilhelm Wien derivou uma expressão relacionando a temperatura (T) de um corpo negro ao seu comprimento de onda de emissão de pico (λ _max ).

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

b é uma constante de proporcionalidade chamada constante de deslocamento de Wien , igual a2,897 771 955 ... × 10 ⁻³  m⋅K . Essa equação é chamada de Lei de Wien . Medindo o comprimento de onda de pico de uma estrela, a temperatura da superfície pode ser determinada. Por exemplo, se o comprimento de onda de pico de uma estrela é 502 nm, a temperatura correspondente será 5778 kelvins .

A luminosidade de uma estrela é uma medida da produção de energia eletromagnética em um determinado período de tempo. Luminosidade (L) pode ser relacionada à temperatura (T) de uma estrela por

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

onde R é o raio da estrela e σ é a constante de Stefan-Boltzmann , com um valor de5,670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴ . Assim, quando a luminosidade e a temperatura são conhecidas (via medição direta e cálculo), o raio de uma estrela pode ser determinado.

Galáxias

Os espectros das galáxias parecem semelhantes aos espectros estelares, pois consistem na luz combinada de bilhões de estrelas.

Estudos de deslocamento Doppler de aglomerados de galáxias por Fritz Zwicky em 1937 descobriram que as galáxias em um aglomerado estavam se movendo muito mais rápido do que parecia possível a partir da massa do aglomerado inferida da luz visível. Zwicky levantou a hipótese de que deve haver uma grande quantidade de matéria não luminosa nos aglomerados de galáxias, que se tornou conhecida como matéria escura . Desde sua descoberta, os astrônomos determinaram que uma grande parte das galáxias (e a maior parte do universo) é composta de matéria escura. Em 2003, entretanto, quatro galáxias (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 e NGC 4697 ) tinham pouca ou nenhuma matéria escura influenciando o movimento das estrelas contidas nelas; a razão por trás da falta de matéria escura é desconhecida.

Na década de 1950, descobriu-se que fortes fontes de rádio estavam associadas a objetos muito escuros e muito vermelhos. Quando o primeiro espectro de um desses objetos foi obtido, havia linhas de absorção em comprimentos de onda onde nenhuma era esperada. Logo se percebeu que o que foi observado era um espectro galáctico normal, mas altamente desviado para o vermelho. Eles foram chamados de fontes de rádio quase estelares , ou quasares , por Hong-Yee Chiu em 1964. Os quasares são agora considerados galáxias formadas nos primeiros anos de nosso universo, com sua produção extrema de energia alimentada por buracos negros supermassivos .

As propriedades de uma galáxia também podem ser determinadas analisando as estrelas encontradas dentro delas. NGC 4550 , uma galáxia do aglomerado de Virgem, tem uma grande parte de suas estrelas girando na direção oposta da outra parte. Acredita-se que a galáxia seja a combinação de duas galáxias menores que giravam em direções opostas uma à outra. Estrelas brilhantes nas galáxias também podem ajudar a determinar a distância até uma galáxia, o que pode ser um método mais preciso do que a paralaxe ou as velas padrão .

Meio interestelar

O meio interestelar é a matéria que ocupa o espaço entre os sistemas estelares de uma galáxia. 99% desta matéria é gasosa - hidrogênio , hélio e quantidades menores de outros elementos ionizados como o oxigênio . O outro 1% são partículas de poeira, provavelmente grafite , silicatos e gelados. Nuvens de poeira e gás são chamadas de nebulosas .

Existem três tipos principais de nebulosa: nebulosa de absorção , reflexão e emissão . As nebulosas de absorção (ou escuras) são feitas de poeira e gás em tais quantidades que obscurecem a luz das estrelas atrás delas, dificultando a fotometria . As nebulosas de reflexão, como o nome sugere, refletem a luz das estrelas próximas. Seus espectros são iguais aos das estrelas que os cercam, embora a luz seja mais azul; comprimentos de onda mais curtos se espalham melhor do que comprimentos de onda mais longos. As nebulosas de emissão emitem luz em comprimentos de onda específicos, dependendo de sua composição química.

Nebulosas de emissão gasosa

Nos primeiros anos da espectroscopia astronômica, os cientistas ficaram intrigados com o espectro das nebulosas gasosas. Em 1864, William Huggins notou que muitas nebulosas mostravam apenas linhas de emissão, em vez de um espectro completo como estrelas. A partir do trabalho de Kirchhoff, ele concluiu que as nebulosas devem conter "enormes massas de gás ou vapor luminoso". No entanto, havia várias linhas de emissão que não podiam ser ligadas a nenhum elemento terrestre, a mais brilhante entre elas linhas em 495,9 nm e 500,7 nm. Essas linhas foram atribuídas a um novo elemento, o nebulium , até que Ira Bowen determinou em 1927 que as linhas de emissão eram de oxigênio altamente ionizado (O ^{+ 2} ). Essas linhas de emissão não puderam ser replicadas em um laboratório porque são linhas proibidas ; a baixa densidade de uma nebulosa (um átomo por centímetro cúbico) permite que íons metaestáveis se decomponham via linha de emissão proibida, em vez de colisões com outros átomos.

Nem todas as nebulosas de emissão são encontradas ao redor ou perto de estrelas onde o aquecimento solar causa ionização. A maioria das nebulosas de emissão gasosa é formada por hidrogênio neutro. No estado fundamental, o hidrogênio neutro tem dois estados de spin possíveis : o elétron tem o mesmo spin ou o spin oposto do próton . Quando o átomo faz a transição entre esses dois estados, ele libera uma linha de emissão ou absorção de 21 cm. Esta linha está dentro do alcance do rádio e permite medições muito precisas:

• A velocidade da nuvem pode ser medida por deslocamento Doppler
• A intensidade da linha de 21 cm dá a densidade e o número de átomos na nuvem
• A temperatura da nuvem pode ser calculada

Usando essas informações, a forma da Via Láctea foi determinada como uma galáxia espiral , embora o número e a posição exatos dos braços espirais sejam o assunto de pesquisas em andamento.

Moléculas complexas

Poeira e moléculas no meio interestelar não apenas obscurecem a fotometria, mas também causam linhas de absorção na espectroscopia. Suas características espectrais são geradas por transições de elétrons componentes entre diferentes níveis de energia ou por espectros rotacionais ou vibracionais. A detecção geralmente ocorre em porções de rádio, micro-ondas ou infravermelho do espectro. As reações químicas que formam essas moléculas podem acontecer em nuvens frias e difusas ou em regiões densas iluminadas com luz ultravioleta . A maioria dos compostos conhecidos no espaço são orgânicos , variando de pequenas moléculas, por exemplo, acetileno C ₂ H ₂ e acetona (CH ₃ ) ₂ CO; a classes inteiras de moléculas grandes, por exemplo, fulerenos e hidrocarbonetos aromáticos policíclicos ; a sólidos, como grafite ou outro material fuliginoso .

Movimento no universo

Redshift e blueshift

Estrelas e gás interestelar são ligados pela gravidade para formar galáxias, e grupos de galáxias podem ser ligados pela gravidade em aglomerados de galáxias . Com exceção das estrelas da Via Láctea e das galáxias do Grupo Local , quase todas as galáxias estão se afastando de nós devido à expansão do universo .

Efeito Doppler e redshift

O movimento de objetos estelares pode ser determinado observando seu espectro. Por causa do efeito Doppler , os objetos que se movem em nossa direção são desviados para o azul e os objetos que se afastam são desviados para o vermelho . O comprimento de onda da luz com desvio para o vermelho é mais longo, parecendo mais vermelho do que a fonte. Por outro lado, o comprimento de onda da luz com desvio para o azul é mais curto, parecendo mais azul do que a luz da fonte:

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

onde é o comprimento de onda emitido, é a velocidade do objeto e é o comprimento de onda observado. Observe que v <0 corresponde a λ <λ ₀ , um comprimento de onda com desvio para o azul. Uma linha de absorção ou emissão com desvio para o vermelho aparecerá mais na extremidade vermelha do espectro do que uma linha estacionária. Em 1913, Vesto Slipher determinou que a Galáxia de Andrômeda foi deslocada para o azul, o que significa que estava se movendo em direção à Via Láctea. Ele registrou os espectros de 20 outras galáxias - todas menos 4 das quais foram deslocadas para o vermelho - e foi capaz de calcular suas velocidades em relação à Terra. Edwin Hubble mais tarde usaria essa informação, bem como suas próprias observações, para definir a lei de Hubble : Quanto mais uma galáxia está da Terra, mais rápido ela se afasta de nós. A lei de Hubble pode ser generalizada para ${\ displaystyle \ lambda _ {0}}$${\ displaystyle v_ {0}}$${\ displaystyle \ lambda}$

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

onde é a velocidade (ou fluxo de Hubble), é a constante de Hubble e é a distância da Terra. ${\ displaystyle v}$${\ displaystyle H_ {0}}$${\ displaystyle d}$

Redshift (z) pode ser expresso pelas seguintes equações:

Cálculo do desvio para o vermelho, ${\ displaystyle z}$

Com base no comprimento de onda	Com base na frequência
${\ displaystyle z = {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {obsv}} - \ lambda _ {\ mathrm {emit}}} {\ lambda _ {\ mathrm {emit}}}}}$	${\ displaystyle z = {\ frac {f _ {\ mathrm {emit}} -f _ {\ mathrm {obsv}}} {f _ {\ mathrm {obsv}}}}}$
${\ displaystyle 1 + z = {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {obsv}}} {\ lambda _ {\ mathrm {emit}}}}}$	${\ displaystyle 1 + z = {\ frac {f _ {\ mathrm {emit}}} {f _ {\ mathrm {obsv}}}}}$

Nessas equações, a frequência é denotada por e o comprimento de onda por . Quanto maior o valor de z, mais desviada para o vermelho da luz e mais longe o objeto está da Terra. Em janeiro de 2013, o maior redshift da galáxia de z ~ 12 foi encontrado usando o Hubble Ultra-Deep Field , correspondendo a uma idade de mais de 13 bilhões de anos (o universo tem aproximadamente 13,82 bilhões de anos). ${\ displaystyle f}$${\ displaystyle \ lambda}$

O efeito Doppler e a lei de Hubble podem ser combinados para formar a equação , onde c é a velocidade da luz. ${\ displaystyle z = {\ frac {v _ {\ text {Hubble}}} {c}}}$

Movimento peculiar

Objetos que estão gravitacionalmente ligados irão girar em torno de um centro de massa comum. Para corpos estelares, esse movimento é conhecido como velocidade peculiar e pode alterar o fluxo de Hubble. Assim, um termo extra para o movimento peculiar precisa ser adicionado à lei de Hubble:

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

Este movimento pode causar confusão ao olhar para um espectro solar ou galáctico, porque o desvio para o vermelho esperado com base na lei de Hubble simples será obscurecido pelo movimento peculiar. Por exemplo, a forma e o tamanho do aglomerado de Virgem têm sido objeto de grande escrutínio científico devido às velocidades peculiares muito grandes das galáxias no aglomerado.

Estrelas binárias

Duas estrelas de tamanhos diferentes orbitando o centro de massa. O espectro pode ser visto dividindo-se dependendo da posição e velocidade das estrelas.

Assim como os planetas podem ser gravitacionalmente ligados a estrelas, pares de estrelas podem orbitar uns aos outros. Algumas estrelas binárias são binárias visuais, o que significa que podem ser observadas orbitando umas às outras através de um telescópio. Algumas estrelas binárias, no entanto, estão muito próximas para serem resolvidas . Essas duas estrelas, quando vistas por um espectrômetro, mostrarão um espectro composto: o espectro de cada estrela será somado. Este espectro composto se torna mais fácil de detectar quando as estrelas são de luminosidade semelhante e de classes espectrais diferentes .

Binários espectroscópicos também podem ser detectados devido à sua velocidade radial ; à medida que orbitam uma em torno da outra, uma estrela pode estar se movendo em direção à Terra enquanto a outra se afasta, causando um deslocamento Doppler no espectro composto. O plano orbital do sistema determina a magnitude do deslocamento observado: se o observador estiver olhando perpendicular ao plano orbital, não haverá velocidade radial observada. Por exemplo, se você olhar para um carrossel de lado, verá os animais se movendo em sua direção e para longe de você, ao passo que, se você olhar diretamente de cima, eles se moverão apenas no plano horizontal.

Planetas, asteróides e cometas

Todos os planetas , asteróides e cometas refletem a luz de suas estrelas-mãe e emitem sua própria luz. Para objetos mais frios, incluindo planetas e asteróides do sistema solar, a maior parte da emissão ocorre em comprimentos de onda infravermelhos que não podemos ver, mas que são medidos rotineiramente com espectrômetros . Para objetos rodeados por gás, como cometas e planetas com atmosferas, outras emissões e absorção acontecem em comprimentos de onda específicos no gás, imprimindo o espectro do gás no do objeto sólido. No caso de mundos com atmosferas densas ou cobertura completa de nuvens (como os gigantes gasosos , Vênus e o satélite de Saturno , Titã (lua) ), o espectro é principalmente ou totalmente devido apenas à atmosfera.

Planetas

A luz refletida de um planeta contém bandas de absorção devido aos minerais das rochas presentes nos corpos rochosos, ou devido aos elementos e moléculas presentes na atmosfera. Até o momento, mais de 3.500 exoplanetas foram descobertos. Estes incluem os chamados Júpiteres Quentes , bem como planetas semelhantes à Terra. Usando a espectroscopia, compostos como metais alcalinos, vapor d'água, monóxido de carbono, dióxido de carbono e metano foram descobertos.

Asteróides

Os asteróides podem ser classificados em três tipos principais de acordo com seus espectros. As categorias originais foram criadas por Clark R. Chapman, David Morrison e Ben Zellner em 1975 e posteriormente expandidas por David J. Tholen em 1984. No que agora é conhecido como classificação de Tholen , os tipos C são feitos de material carbonáceo , Os tipos S consistem principalmente em silicatos e os tipos X são 'metálicos'. Existem outras classificações para asteróides incomuns. Asteróides do tipo C e S são os asteróides mais comuns. Em 2002, a classificação de Tholen foi ainda "evoluída" para a classificação SMASS , expandindo o número de categorias de 14 para 26 para dar conta de análises espectroscópicas mais precisas dos asteróides.

Cometas

Espectro óptico do cometa Hyakutake .

Os espectros dos cometas consistem em um espectro solar refletido das nuvens empoeiradas que cercam o cometa, bem como linhas de emissão de átomos gasosos e moléculas excitadas para fluorescência pela luz solar e / ou reações químicas. Por exemplo, a composição química do cometa ISON foi determinada por espectroscopia devido às linhas de emissão proeminentes de cianogênio (CN), bem como dois e três átomos de carbono (C ₂ e C ₃ ). Cometas próximos podem até mesmo ser vistos em raios-X quando os íons do vento solar voando para a coma são neutralizados. Os espectros de raios-X cometários, portanto, refletem o estado do vento solar em vez do estado do cometa.

Veja também

Referências