1。分光法：
* 吸収ライン： 最も一般的な方法は分光法です 。星明かりが星の外層を通過すると、原子は特定の光の波長を吸収し、スペクトルに暗い吸収ラインを作成します。各要素には一意のスペクトル署名（指紋など）があり、天文学者が星に存在する要素を識別できるようにします。
* 排出ライン： 星の外層の高温のイオンガスは、特定の波長で光を放出し、スペクトルに明るい排出ラインを作成することもできます。これらの線は、星の構成と温度に関する追加情報を提供します。
2。 恒星スペクトルの分析：
* 線強度： 吸収ラインの強度（強度）を測定することにより、科学者は星の大気中の各要素の存在量を決定できます。
* 行プロファイル： スペクトルラインの形状は、星の温度、圧力、磁場に関する情報を提供し、組成分析をさらに洗練させることができます。
3。 その他の方法：
* 恒星モデル： 天文学者は、星のコンピューターモデルを作成して、内部構造、進化、および構成をシミュレートします。これらのモデルは、観察データに基づいて常に洗練されています。
* 干渉法： 複数の望遠鏡からの光を組み合わせることで、科学者は星のより鋭い画像を作成し、表面の特徴と組成の研究を可能にします。
* 星座学： 星の振動と脈動を研究することで、その内部構造と構成に関する情報が明らかになります。
例：
星を観察すると、そのスペクトルが水素とヘリウムの強い吸収ラインを示し、カルシウムとナトリウムの系統が弱いことを示しています。これは、星は主に水素とヘリウムで構成されており、他の要素が少ないことを示しています。
制限：
* 表面と内部構成： 分光法は、主に星の外層（大気）の組成を明らかにします。特に巨大な星の場合、内部構成は異なる場合があります。
* 進化の変化： 星の組成は、核融合と質量損失のために生涯にわたって変化する可能性があります。
* 距離と明るさ： かすかに遠い星を勉強することは、光とスペクトルの解像度が限られているため困難です。
要約すると、科学者は分光法、恒星モデル、およびその他の高度な技術の組み合わせを使用して、星の構成を決定し、宇宙の形成、進化、および宇宙の構成に関する貴重な洞察を提供します。
