1。ライトコレクション：
* 望遠鏡： 望遠鏡は星から光を集めます。
* スリット： 光は狭いスリットを通過し、光の薄いビームが分光器に入るようにします。
2。分散：
* プリズムまたは回折格子： 次に、光ビームはプリズムまたは回折格子を通過します。これらのコンポーネントは、光をその構成色に分離し、スペクトル（虹のようなディスプレイ）を作成します。
* 波長分離： スペクトルは、各色の波長に応じて広がり、一方の端に赤色光、もう一方の端に青色光が広がっています。
3。検出：
* 検出器： 分離された光は、各波長で光の強度を記録する検出器（多くの場合CCDカメラ）によってキャプチャされます。
4。スペクトルライン：
* 吸収ライン： スペクトルは、連続した滑らかな虹としては表示されません。代わりに、特定の波長に暗い線（吸収ライン）があります。これらの線は、星の大気中の原子が独自のエネルギーレベルに対応する特定の波長で光を吸収するために発生します。
* 排出ライン： 時々、スペクトルに明るい線（排出ライン）が表示されます。これらの線は、エネルギーレベル間の移行時に特定の波長で光を放出する星の大気中の原子によって引き起こされます。
5。パターンの分析：
* スペクトル分析： これらの吸収または放射線の位置と強度を実験室の元素の既知のスペクトルパターンと比較することにより、天文学者は星の大気に存在する要素を識別できます。
* 豊富な決定： スペクトル線の強度は、星の大気中の要素の存在量に直接関係しています。
要約すると、スペクトログラフは本質的に星から光を分析し、その化学組成のユニークな指紋を明らかにします。天文学者は、この指紋を解釈して、星の年齢、温度、動き、およびそれに含まれるさまざまな要素の豊富さについて学ぶことができます。
