1. 구성 :
* 존재하는 요소 : 각 요소는 특정 파장에서 빛을 흡수하여 스펙트럼에서 어두운 선을 만듭니다. 이 선의 존재는 별의 대기에서 해당 요소의 존재를 나타냅니다.
* 요소의 풍부함 : 어두운 선의 강도는 별의 대기에서 다른 요소의 상대적 풍부함을 보여줍니다. 더 강한 선은 그 요소의 더 높은 농도를 나타냅니다.
2. 온도 :
* 스펙트럼 클래스 : 별은 온도에 따라 스펙트럼 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)로 분류됩니다. 각 스펙트럼 클래스는 존재하는 요소의 이온화 상태를 반영하는 특징적인 어두운 선 세트를 갖는다.
* 발머 라인 : Balmer의 수소 선 (가시 스펙트럼에 나타나는)의 눈에 띄는 온도는 강력한 온도 지표입니다. 더 뜨거운 별은 수소가 크게 이온화되면서 약한 발머 라인을 보여줍니다.
3. 움직임 :
* 도플러 시프트 : 스펙트럼 라인은 지구에 대한 별의 움직임에 따라 약간 또는 파란색으로 약간 이동할 수 있습니다. 적색 편이는 별이 우리에게서 멀어지고 있음을 나타내고, Blueshift는 그것이 우리를 향해 움직이고 있음을 나타냅니다.
* 방사형 속도 : 도플러 시프트를 측정함으로써, 우리는 별의 방사형 속도 (시선을 따라 속도)를 계산할 수 있습니다.
4. 기타 정보 :
* 자기장 : 일부 어두운 선은 분할 패턴을 나타낼 수 있으며, 이는 별의 강한 자기장으로 인해 발생할 수 있습니다.
* 회전 : 스펙트럼 라인의 확장은 또한 별의 회전 속도를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
요약하면, 별의 다크 라인 스펙트럼은 화학 화장, 온도, 운동 및 기타 중요한 특성을 나타내는 지문과 같습니다. 천문학자는 이러한 스펙트럼을 사용하여 별의 수명주기, 은하의 진화 및 우주의 구성을 이해합니다.
