1. 구성 :
* 어떤 요소가 존재합니까? 특정 흡수 라인의 존재는 별의 대기에서 특정 요소의 존재를 나타냅니다. 각 요소는 고유 한 파장에서 빛을 흡수하여 스펙트럼에서 독특한 "시그니처"를 만듭니다.
* 풍부함 : 흡수 라인의 강도는 각 요소가 얼마나 많이 있는지 알려줍니다. 더 강한 선은 그 요소의 풍부함을 더 많이 나타냅니다.
2. 온도 :
* 이온화 수준 : 일부 요소의 흡수 라인은 이온화 상태 (전자를 잃어 버리 든 이익이든)에 따라 다르게 나타납니다. 별 스펙트럼에서 요소의 이온화 상태를 분석함으로써 온도를 결정할 수 있습니다.
* 스펙트럼 클래스 : 별은 온도에 따라 스펙트럼 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)로 분류됩니다. 각 클래스에 존재하는 흡수 라인은 별의 온도를 강력하게 표시합니다.
3. 압력 :
* 라인 브로드닝 : 별 대기의 압력으로 인해 흡수 라인이 넓어 질 수 있습니다. 이 확장은 원자 사이의 충돌로 인해 발생하며, 이는 흡수하는 빛의 파장을 약간 이동시킵니다.
* 라인 강도 : 흡수 라인의 강도는 또한 압력의 영향을받을 수 있습니다. 일반적으로 더 높은 압력은 선으로 이어집니다.
4. 움직임 :
* 도플러 시프트 : 별의 움직임으로 인해 흡수 라인이 약간 이동할 수 있습니다. 별이 우리를 향해 움직이면 선이 스펙트럼의 파란 끝으로 이동하고 (blueshift), 멀리 이동하면 선이 빨간색 끝 (적색 편이)으로 이동합니다. 도플러 효과로 알려진이 현상은 별의 방사 속도를 측정 할 수 있습니다 (우리를 향하거나 멀리 떨어진 운동).
5. 기타 정보 :
* 자기장 : 일부 흡수 라인은 별의 자기장으로 인해 여러 성분으로 분할됩니다. Zeeman Effect로 알려진이 현상은 자기장의 강도와 방향을 연구 할 수 있습니다.
* 회전 : 흡수 라인의 폭은 별의 회전에 의해 영향을받을 수 있습니다. 더 빠른 회전은 더 넓은 라인 프로파일을 유발합니다.
요약하면, 흡수 라인은 별의 물리적 특성을 이해하기위한 강력한 도구를 제공하여 조성, 온도, 압력, 운동, 심지어 자기장을 엿볼 수 있습니다. .
