1. 분광학 :
* 흡수선 : 별의 빛이 대기를 통과 할 때, 특정 파장은 존재하는 원자와 이온에 의해 흡수됩니다. 이것은 스펙트럼에서 흡수 라인이라고하는 어두운 선을 만듭니다.
* 방출 라인 : 별의 대기의 일부 요소는 특정 파장에서 빛을 방출하여 방출 라인이라고하는 밝은 선을 생성 할 수 있습니다.
* 라인 강도 : 이러한 흡수 및 방출 라인의 강도는 별의 대기에서 해당 요소의 풍부함과 직접 관련이 있습니다. 관찰 된 라인 강도를 실험실 측정과 비교함으로써 천문학자는 다양한 요소의 상대적 풍부도를 결정할 수 있습니다.
2. 분광 분석 :
* 스펙트럼 분류 : 별은 스펙트럼에 따라 분류되며, 각 스펙트럼 유형은 별개의 온도 및 화학적 조성을 나타냅니다. 예를 들어, 뜨거운 푸른 별은 수소가 풍부하고 더 차가운 빨간 별에는 더 많은 원소가 있습니다.
* 라인 프로파일 : 스펙트럼 라인의 모양은 또한 별의 온도, 밀도 및 자기장에 대한 정보를 보여줄 수 있으며, 이는 요소 풍부도에 간접적으로 영향을 미칩니다.
* 모델링 : 천문학자는 컴퓨터 모델을 사용하여 다양한 물리적 매개 변수 및 화학적 구성을 고려하여 별의 형성과 진화를 시뮬레이션합니다. 모델 예측을 관찰 된 스펙트럼과 비교하면 별이 많은 조성물에 대한 이해를 개선하는 데 도움이됩니다.
3. 기타 기술 :
* 점성 학적 : 별의 진동 (종의 "울림")을 분석하면 내부 구조와 구성에 대한 통찰력을 제공 할 수 있습니다.
* 간섭계 : 여러 망원경을 사용하여 훨씬 높은 해상도로 가상 망원경을 만들어 천문학자는 원소 풍부도의 변화를 포함하여 별 표면을 자세히 연구 할 수 있습니다.
4. 결합 기술 :
* 분광학, 점성술 및 기타 방법의 정보를 결합함으로써 천문학자는 다양한 요소의 풍부함, 별 분위기의 분포 및 시간에 따른 진화를 포함하여 별의 화학적 구성에 대한보다 포괄적 인 그림을 얻을 수 있습니다.
도전 :
* 거리 : 별이 멀어 질수록 빛이 희미 해져서 상세한 스펙트럼을 얻기가 더 어려워집니다.
* 먼지와 가스 : 성간 먼지와 가스는 별빛을 흡수하고 산란하여 관찰 된 스펙트럼을 왜곡하고 원소 풍부도를 정확하게 결정하기가 어렵습니다.
* 별 진화 : 별의 화학적 구성은 시간이 지남에 따라 변하기 때문에 오래된 별의 관찰을 해석하기가 어렵습니다.
이러한 도전에도 불구하고 천문학 자들은 별의 화학적 조성을 이해하는 데 상당한 진전을 보였습니다. 이 지식은 별 형성, 별 진화 및 우주의 구성을 전체적으로 이해하는 데 필수적입니다.
