恒星スペクトルの吸収ライン
吸収ライン：
* 層： 熱く密な星からの光がより涼しく、密度の低いガスの雲を通過すると、雲の原子は、独自のエネルギーレベルに対応する特定の光の波長を吸収します。これらの吸収された波長は、星の連続スペクトルに暗い線として表示されます。
* 説明： 雲の原子内の電子は、その基底状態と励起状態の違いに一致するエネルギーで光の光子を吸収します。この吸収は、スペクトルに「ギャップ」を残し、暗い線になります。
排出ライン：
* 層： ガスの雲が加熱されると、雲の原子が励起され、その後、特定の波長で光子を放出することによりエネルギーを放出します。これらの放出された波長は、暗い背景に対して明るい線として表示されます。
* 説明： 励起された原子は、励起状態と基底状態のエネルギーの違いに対応するエネルギーで光の光子を放出します。この放射は、スペクトルに明るい線を作成します。
クールなガス雲に関する情報
恒星スペクトルの吸収ラインと放出ラインを分析すると、私たちと星の間にある冷たいガス雲に関する貴重な情報が明らかになります。
1。構成：
* 吸収ライン： 吸収ラインの波長は、ガス雲に存在する要素を識別します。
* 排出ライン： 放射線の波長も雲に存在する要素を示していますが、励起された原子の存在を明らかにし、雲内のより高い温度または他のエネルギープロセスを示しています。
2。温度：
* 吸収ライン： 吸収ラインの強度を使用して、雲の温度を推定できます。より強い線は、より密度の高い雲または涼しいクラウドを示します。
* 排出ライン： 排出ラインの存在と強度は、ガス雲の温度に関する情報も提供します。
3。速度：
* ドップラーシフト： 雲と発光系統の波長は、雲と観察者の間の相対的な動きのために、期待値からわずかにシフトされます。このドップラーシフトにより、私たちと比較してガス雲の放射状速度を決定することができます。
4。密度：
* 吸収ライン： 吸収ラインの幅は、ガス雲の密度に関連している可能性があります。より広い線はより高い密度を示します。
* 排出ライン： 排出ラインの強度は、雲の密度に関する情報も提供することができます。
5。磁場：
* Zeeman Effect： 磁場と原子の間の相互作用は、スペクトル線を分割し、複数のラインを作成することができます。このZeeman分裂により、クラウド内の磁場の強度と方向を測定できます。
全体として、恒星スペクトルの吸収と放射線の分析は、星間媒体中の冷たいガス雲の特性を理解するための強力なツールを提供します。
