별 내에서 :
* 별 대기 : 별의 외부 층은 균일하지 않으며 온도, 밀도 및 구성에 변화가있을 수 있습니다. 이러한 변화는 별에 의해 방출되는 빛이 다른 파장에서 흡수, 흩어 지거나 재개 될 수 있습니다. 이로 인해 빛의 스펙트럼에서 왜곡이 발생할 수 있으며 어두운 선 (흡수 라인) 또는 밝은 선 (방출 라인)을 생성 할 수도 있습니다.
* 스타 자기장 : 별 내의 강한 자기장은 별의 분위기를 통과 할 때 빛의 경로에 영향을 줄 수 있으며, 관찰 된 스펙트럼의 왜곡이 발생할 수 있습니다. 이것은 특히 우리 자신의 태양의 태양 흑점과 같은 강한 자기 활동을 가진 별에서 두드러집니다.
* 스텔라 회전 : 별의 회전은 별의 다른 부분으로부터의 빛을 도플러로 이동시킬 수 있으므로 관찰 된 스펙트럼이 회전 방향에 따라 더 넓거나 좁아 보이게한다.
* 스텔라 맥동 : 가변 별, 크기 및 밝기가 맥동하는 일부 별. 이 맥동은 별에 의해 방출되는 빛이 주기적으로 변화하여 관찰 된 스펙트럼의 왜곡을 유발할 수 있습니다.
우리와 별 사이의 공간에서 :
* 성간 매체 : 성간 매체 (ISM)는 가스, 먼지 및 자기장을 포함하여 별 사이에 존재하는 재료입니다. 이러한 구성 요소는 별에서 빛을 흡수, 산란 및 다시 흡수 할 수있어 관찰 된 스펙트럼의 왜곡을 초래할 수 있습니다. 이것은 또한 먼지 입자에 의한 푸른 빛의 산란으로 인해 먼 별의 빛이 어두워지고 붉게 나타날 수 있습니다.
* 중력 렌즈 : 은하계 또는 은하의 클러스터와 같은 거대한 물체의 중력은 먼 별에서 빛의 경로를 구부릴 수 있습니다. 이로 인해 빛이 왜곡되거나 확대되거나 심지어 여러 이미지로 분할 될 수 있습니다.
* 대기 왜곡 : 지구의 대기조차도 빛이 다양한 밀도와 온도로 다른 공기 층을 통과해야하기 때문에 별의 빛에 왜곡을 유발할 수 있습니다. 이 효과는 특히 낮은 고도에서 눈에 띄고 적응 형 광학 기술을 사용하여 최소화 할 수 있습니다.
이들은 별을 왜곡 할 수있는 요인 중 일부일뿐입니다. 발생하는 특정 왜곡은 별의 특성, 빛이 이동하는 환경 및이를 관찰하는 데 사용되는 방법에 따라 다릅니다.
