1. 구성 :
* 스펙트럼 라인 : 별 스펙트럼의 어두운 흡수 라인은 별의 대기에 존재하는 특정 요소에 해당합니다. 이 선의 파장을 분석함으로써 천문학자는 풍부한 수소, 헬륨 및 더 무거운 원소를 포함하여 별의 화학적 조성을 결정할 수 있습니다.
2. 온도 :
* Wien의 법칙 : 별의 방사선의 피크 파장 (가장 빛을 방출하는 곳)은 온도에 반비례합니다. 더운 별은 청색 면적 영역에서 피크 파장을 갖는 반면, 더 냉각기 별은 빨간색 영역에서 피크를 갖습니다.
3. 광도 (밝기) :
* Stefan-Boltzmann 법 : 이 법은 별의 온도와 표면적에 대한 스타의 광도와 관련이 있습니다. 별의 관찰 된 밝기를 추정 온도와 비교함으로써 천문학자는 광도를 결정할 수 있습니다.
4. 방사 속도 :
* 도플러 시프트 : 별의 스펙트럼 라인은 우리를 향해 움직이면 (Blueshift), 우리에게서 멀어지면 빨간색으로 이동하는 경우 파란색으로 약간 이동합니다 (Redshift). 이 도플러 시프트는 천문학자가 별의 방사 속도 (지구를 향한 속도 또는 멀리)를 측정 할 수있게한다.
5. 나이 :
* 별 진화 : 별의 스펙트럼은 나이가 들어감에 따라 변합니다. 별의 스펙트럼을 별의 진화 모델과 비교함으로써 천문학자는 그 나이를 추정 할 수 있습니다.
6. 표면 중력 :
* 라인 브로드닝 : 표면 중력이 더 강하면 별의 스펙트럼 라인이 더 넓어집니다. 별의 대기의 원자가 더 단단히 포장되어 더 많은 충돌을 경험하여 스펙트럼 라인을 넓히기 때문입니다.
7. 회전 속도 :
* 라인 브로드닝 : 빠르게 회전하는 별은 별 표면을 가로 지르는 도플러 효과로 인해 광범위한 스펙트럼 라인을 나타냅니다.
8. 자기장 :
* Zeeman 분할 : 일부 별의 스펙트럼 라인은 자기장의 존재로 인해 여러 라인으로 분할됩니다. Zeeman 분할로 알려진이 분할은 별의 자기장 강도와 구조를 연구하는 데 사용될 수 있습니다.
9. 항성 활동 :
* 방출 라인 : 태양과 같은 활성 표면이있는 별은 스펙트럼에 방출 라인을 가질 수 있으며, 이는 염색 적 활성, 플레어 및 관상 질량 방출의 존재를 나타냅니다.
요약하면, 별 스펙트럼은 조성, 온도, 광도, 속도, 연령, 표면 중력, 회전, 자기장 및 활동을 포함하여 물리적 특성에 대한 풍부한 정보를 제공합니다. 그것은 천문학 자들이 별의 수명주기와 우주에서 그들의 위치를 이해할 수있게합니다.
