1. Spektroskopi:
* Absorptionslinjer: När ljus från en stjärna passerar genom sin atmosfär absorberas vissa våglängder av ljus av de närvarande atomerna. Väteatomer absorberar specifika våglängder, vilket skapar mörka linjer i stjärnans spektrum. Dessa "absorptionslinjer" är unika för väte, vilket ger ett definitivt bevis på dess närvaro.
* utsläppslinjer: I vissa fall kan väteatomer i en stjärns atmosfär är upphetsad till högre energinivåer. När de återvänder till sitt marktillstånd avger de specifika våglängder för ljus. Dessa "utsläppslinjer" är också karakteristiska för väte.
2. Stjärnmodeller:
* Kärnfusion: Stjärnor drivs av kärnfusion, främst smälter väte i helium. Teoretiska modeller av stjärnutveckling förutsäger exakt energiproduktionen och livslängden på stjärnor baserat på antagandet om att väte är deras primära bränsle. Dessa modeller överensstämmer med observationer.
* överflöd i universum: Big Bang -teorin förutspår att det tidiga universum främst bestod av väte. Detta första överflöd återspeglas i sammansättningen av stjärnor, som i huvudsak är jättebollar av mestadels väte.
3. Direkt observation:
* Radiovågor: Väte avger radiovågor vid en specifik frekvens (21 cm). Astronomer kan upptäcka dessa radiovågor, vilket ger direkt bevis på väteens närvaro i interstellära moln och till och med avlägsna galaxer.
4. Kemiska egenskaper:
* Lättaste element: Väte är det lättaste och vanligaste elementet i universum. Dess enkla atomstruktur gör den mycket reaktiv och bildar enkelt kemiska bindningar. Denna reaktivitet gör det till ett idealiskt bränsle för kärnkraftsfusion i stjärnor.
Slutsats:
Kombinationen av spektroskopiska observationer, stjärnmodeller, direkt observation och de grundläggande egenskaperna hos väte ger överväldigande bevis för att detta element är den primära beståndsdelen av nästan alla stjärnor i universum.
