1. 구성 :
* 요소가 존재합니다 : 스펙트럼에서 어두운 흡수 라인 (Fraunhofer 라인)을 분석함으로써 천문학자는 별의 대기에 존재하는 요소를 식별 할 수 있습니다. 이것은 스타의 화학 화장, 나이 및 진화 단계에 대해 알려줍니다.
* 풍부함 : 요소뿐만 아니라 상대적 풍요도 결정할 수 있습니다. 이것은 별의 기원과 그 역사에 대한 단서를 드러낼 수 있습니다.
2. 온도 :
* 피크 파장 : 가장 인기있는 별은 스펙트럼의 청색 심상 부분에서 대부분의 에너지를 방출하는 반면, 냉각기 별은 적색외 주차에서 피크를냅니다. 이 관계는 Wien의 변위 법에 의해 설명됩니다.
* 스펙트럼 클래스 : 별은 온도에 따라 스펙트럼 유형 (O, B, A, F, G, K, M)으로 분류됩니다. 이러한 분류는 흡수 라인의 상대적 강도를 기반으로하며 매우 정확한 온도 측정을 제공합니다.
3. 광도 :
* 스펙트럼 유형 및 절대 크기 : 천문학자는 별의 명백한 밝기 (크기)와 스펙트럼 클래스 (온도)를 결합하여 본질적인 광도를 계산할 수 있습니다. 이것은 별이 얼마나 많은 에너지를 방출하는지에 대한 거리 추정과 이해를 허용합니다.
4. 속도 :
* 도플러 시프트 : 별의 스펙트럼은 우리에 대한 움직임에 따라 빨간색 (적색 편이) 또는 파란색 (Blueshift)으로 이동할 수 있습니다. 이 도플러 시프트는 별의 방사 속도를 측정 할 수있게 해줍니다 (우리를 향하거나 바로 이동).
5. 회전 :
* 스펙트럼 라인의 확대 : 별이 회전하면 표면을 가로 지르는 도플러 이동으로 인해 스펙트럼 라인이 넓어집니다. 이 확장을 측정하면 별의 회전 속도를 추정 할 수 있습니다.
6. 자기장 :
* Zeeman 분할 : 자기장의 존재는 스펙트럼 라인을 여러 성분으로 분할 할 수 있습니다. 이 Zeeman 효과를 통해 별의 자기장 강도와 별의 활동에 미치는 영향을 연구 할 수 있습니다.
7. 나이 :
* 진화 단계 : 별의 스펙트럼 클래스 및 기타 특성은 진화 단계를 나타낼 수 있으며, 그 연령의 추정치를 제공합니다.
8. 거리 :
* 시차 및 광도 : 별의 광도 (스펙트럼에서 결정된)와 명백한 밝기를 결합하여 시차 개념을 사용하여 거리를 계산할 수 있습니다.
전반적으로, 스타 스펙트럼을 연구하는 것은 천문학 자들이 물리적 특성, 진화 역사 및 광대 한 우주의 위치에 대한 수많은 세부 사항을 잠금 해제 할 수있는 강력한 도구입니다.
