1. 화학 성분 :
* 요소의 풍부함 : 스펙트럼 라인은 특정 요소에 해당합니다. 이 선의 강도를 비교함으로써 천문학자는 별의 대기에서 다양한 요소의 상대적 풍부도를 결정할 수 있습니다. 이것은 별의 형성 역사와 진화를 이해하는 데 도움이됩니다.
* 동위 원소 : 일부 스펙트럼 라인은 원소의 다른 동위 원소의 존재에 민감합니다. 이것은 별 내에서 발생하는 핵 합성 프로세스에 대한 통찰력을 제공 할 수 있습니다.
2. 온도 :
* Wien의 법칙 : 별의 흑체 방사선의 피크 파장은 온도에 반비례합니다. 이를 통해 천문학자는 별의 표면 온도를 추정 할 수 있습니다.
* 스펙트럼 클래스 : 별 스펙트럼의 전체 모양, 특히 특정 흡수 라인의 존재 및 강도는 별을 스펙트럼 클래스로 분류하는 데 사용됩니다 (예 :O, B, A, F, G, K, M). 각 클래스는 뚜렷한 온도 범위에 해당합니다.
3. 광도 :
* 스펙트럼 클래스 및 절대 크기 : 천문학자는 스펙트럼 클래스 (온도)를 명백한 크기 (지구에서 볼 수있는 밝기)와 결합함으로써 별의 절대 크기 (고유 한 밝기)를 계산할 수 있습니다. 이 정보는 광도를 결정하는 데 사용됩니다.
4. 방사 속도 :
* 도플러 시프트 : 도플러 효과는 별에 의해 방출되는 빛의 파장이 지구로 이동하는지 또는 멀리 떨어져 있는지에 따라 약간 이동하게 만듭니다. 도플러 시프트 (Doppler Shift)로 알려진 이러한 시프트를 측정하면 별의 방사 속도 (시선을 따라 속도)가 나타납니다. 이진 별 시스템과 외계 행성 탐지를 연구하는 데 중요합니다.
5. 회전 :
* 스펙트럼 라인 확장 : 별이 회전하면 별 표면의 다른 부분에 걸쳐 도플러 효과로 인해 스펙트럼 라인이 더 넓어집니다. 이 확장은 별의 회전 속도를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
6. 자기장 :
* Zeeman 분할 : 별의 자기장은 스펙트럼 라인을 여러 성분으로 분할 할 수 있으며, 이는 Zeeman 효과로 알려진 현상입니다. 이 분할을 분석하면 천문학자는 별의 자기장의 강도와 구성을 연구 할 수 있습니다.
7. 나이 :
* 진화 모델 : 별의 온도, 광도 및 화학적 조성을 이론적 항성 진화 모델과 결합하여 천문학자는 그 나이를 추정 할 수 있습니다.
8. 기타 정보 :
* 별의 바람 : 스펙트럼 라인의 분석은 별의 대기에서 배출 된 입자의 흐름 인 항성 바람의 존재 및 특성에 대한 정보를 밝힐 수 있습니다.
* 스타 스팟 : 태양 흑점과 마찬가지로 스타 스팟은 별 표면의 더 시원하고 어두운 영역입니다. 스펙트럼 분석을 통해 감지 될 수 있으며 별의 자기 활동에 대한 통찰력을 제공 할 수 있습니다.
요약하면, 스펙트럼 분석은 천문학자를위한 강력한 도구이며 별과 그 특성에 대한 풍부한 정보를 제공합니다.
