* 構成： 各要素には一意のスペクトルフィンガープリントがあります。つまり、特定の波長で光を放出および吸収します。オブジェクトの光に存在するスペクトル線を分析することにより、天文学者はその化学組成を決定できます。
* 温度： スペクトル線の強度と幅は、放出/吸収ガスの温度に関連しています。 より高温のオブジェクトは、より短い波長でより多くの光を放出し、スペクトルラインの特定のパターンにつながります。
* 速度： ドップラー効果により、オブジェクトが私たちに向かって移動すると、スペクトル線がより短い波長（BlueShift）にシフトし、移動しているときは長い波長（Redshift）に向かってシフトします。これにより、天文学者は星、銀河、その他の天体の放射状速度を決定できます。
* 磁場： Zeeman効果は、磁場の存在下でスペクトル線を分割します。この分割を分析することで、天文学者は星や他のオブジェクトの磁場の強度と方向を測定できます。
* 圧力と密度： スペクトル線の幅は、放出ガスの圧力と密度の影響を受ける可能性があります。これにより、天文学者は恒星の大気と星間雲の条件を研究することができます。
* 回転： 回転によるスペクトル線の広がりにより、天文学者は星と惑星の回転速度を決定できます。
* 距離： 特定のスペクトル線、特に水素などの特定の要素に関連するスペクトル線は、「赤方偏移」と呼ばれる技術を介して遠くの銀河への距離を決定するために使用されます。
要するに、スペクトルラインは、天体オブジェクトの物理的特性、その動き、およびそれらの進化を理解するための強力なツールを提供します。それらは、天文学研究の多くの分野に不可欠です。
