1。光コレクション： 望遠鏡は星から光を集めます。
2。スペクトル分離： このライトは、A Spectrograph と呼ばれるデバイスに渡されます 、それを個々の波長に分離し、スペクトルを作成します 。
3。スペクトル線： 星のスペクトルは滑らかな虹ではありません。暗い線（吸収ラインが含まれています ）または明るい線（排出ライン ）特定の波長で。
4。要素識別： 各要素には、光を吸収または放出する波長の一意のセットがあります。観測されたスペクトル線と既知の原子スペクトルラインを比較することにより、天文学者は星に存在する要素を識別できます。
もっと詳細な説明：
* 吸収ライン： 星からの光がより涼しい外層を通過すると、特定の波長は特定の要素の原子によって吸収されます。これにより、スペクトルに暗い線が残り、それらの要素の存在を示します。
* 排出ライン： 星の大気中の原子が興奮すると、特定の波長で光を放出します。これにより、スペクトルに明るい線が作成され、これらの要素の存在が再び明らかになります。
例：
* 水素： 星で最も豊富な要素である水素は、スペクトルの赤い部分に顕著なラインを生成します。
* ヘリウム： 2番目に豊富な要素であるヘリウムは、スペクトルの黄色の部分に線を作成します。
* カルシウム： カルシウムは星の一般的な要素であり、スペクトルの紫色の系統を生成します。
追加因子：
* 線の強度： 吸収または放射系統の強度は、星の元素の存在量に関連しています。
* ドップラーシフト： 星の速度に関する情報を提供するため、星の動きのために、スペクトル線はわずかにシフトできます。
結論：
分光法は、天文学者が星の組成を決定できる強力なツールであり、数十億光年離れた場所にあるものでもあります。星によって吸収または放出される光の特定の波長を分析することにより、それに含まれる要素を特定し、その年齢、温度、および進化に関する洞察を得ることができます。
