1. 질량과 진화 :
* 거대한 별 : 더 크고 더 큰 별은 핵심 온도와 압력이 더 높습니다. 이러한 조건은 더 무거운 원소를 융합하여 탄소, 산소, 네온 및 실리콘 및 철과 같은 더 무거운 원소와 같은 요소를 생성 할 수있게합니다. 이 무거운 요소는 스펙트럼에 반영됩니다.
* 진화 단계 : 별이 나이가 들어감에 따라 그들은 다양한 단계의 퓨전을 겪습니다. 이 단계에서 그들은 더 무거운 요소를 생산하고 축적합니다. Red Giants 또는 Supergiants와 같은 후반 단계의 별은 다양한 요소가 존재하기 때문에 훨씬 더 복잡한 스펙트럼을 가질 것입니다.
2. 표면 온도 및 중력 :
* 표면 온도 : 표면 온도가 뜨거운 별은 더 무거운 원소를 더 쉽게 이온화하여 뚜렷한 스펙트럼 라인을 초래할 수 있습니다. 요소에 대한 더 넓은 범위의 이온화 상태는 더 풍부하고 복잡한 스펙트럼을 생성합니다.
* 표면 중력 : 표면 중력이 낮은 별 (자이언트 및 슈퍼기와 같은 별은 분위기가 넓어 요소가 광자와 상호 작용하고 흡수 라인을 생성 할 가능성을 증가시킵니다. 이것은 더 복잡하고 수많은 스펙트럼 라인으로 이어질 수 있습니다.
3. 회전 :
* 회전 속도 : 빠르게 회전하는 별은 도플러 효과로 인해 선이 넓어 질 수 있습니다. 이로 인해 스펙트럼 라인이 더 넓고 복잡해 보일 수 있으며 때로는 개별 라인을 가릴 수 있습니다.
4. 자기장 :
* 강한 자기장 : 강한 자기장을 갖는 별은 원자의 이온화 및 여기 상태에 영향을 줄 수 있으며, 스펙트럼 라인 강도의 변화와 추가 선의 모양이 발생할 수 있습니다.
5. 화학적 농축 :
* 은하 환경 : 금속성이 높은 은하계 지역에서 태어난 별 (수소와 헬륨보다 무거운 원소의 풍부함을 의미 함)은 이러한 요소를 상속하고 스펙트럼에 전시합니다. 이는 금속 부족 지역에서 태어난 별에 비해 더 복잡한 스펙트럼으로 이어질 수 있습니다.
예 :
* 태양 : 우리의 태양은 비교적 젊고 중간 정도의 질량이 있습니다. 그 스펙트럼은 탄소, 산소 및 철과 같은 소량의 무거운 원소를 가진 수소와 헬륨을 보여줍니다.
* 빨간 자이언츠 : 붉은 거인은 수소를 더 무거운 원소로 융합시킨 오래된 별입니다. 그들의 스펙트럼은 더 무거운 원소가 더 풍부하고 종종 분자의 스펙트럼 라인을 보여 주어보다 복잡한 전체 스펙트럼을 초래합니다.
* 수퍼 게이츠 : 이것들은 훨씬 더 크고 진화 된 별입니다. 그들의 스펙트럼은 매우 복잡 할 수 있으며, 광범위한 요소에서 많은 선을 나타냅니다.
요약 : 별 스펙트럼의 복잡성은 질량, 진화 단계, 표면 온도, 표면 중력, 회전 속도, 자기장 강도 및 태어난 영역의 화학적 조성과 같은 요인의 조합에 달려 있습니다.
