1. Komposition:
* vilka element finns: Varje element absorberar ljus vid specifika våglängder och skapar mörka linjer i spektrumet. Närvaron av dessa linjer indikerar närvaron av motsvarande element i stjärnans atmosfär.
* överflöd av element: Intensiteten i de mörka linjerna avslöjar det relativa överflödet av olika element i stjärnans atmosfär. Starkare linjer indikerar högre koncentrationer av det elementet.
2. Temperatur:
* Spektralklass: Stjärnor klassificeras i spektrala klasser (O, B, A, F, G, K, M) baserat på deras temperatur. Varje spektralklass har en karakteristisk uppsättning av mörka linjer, vilket återspeglar joniseringstillstånd för de närvarande elementen.
* Balmer -linjer: Framförandet av Balmer -linjerna i väte (som förekommer i det synliga spektrumet) är en stark indikator på temperaturen. Hetare stjärnor visar svagare Balmer -linjer eftersom väte till stor del är joniserad.
3. Rörelse:
* doppler skift: De spektrala linjerna kan flyttas något mot det röda eller blå beroende på stjärnans rörelse relativt jorden. En rödskift indikerar att stjärnan rör sig bort från oss, medan en blåskift indikerar att den rör sig mot oss.
* radiell hastighet: Genom att mäta Doppler -skiftet kan vi beräkna stjärnans radiella hastighet (dess hastighet längs siktlinjen).
4. Annan information:
* magnetfält: Vissa mörka linjer kan uppvisa splittringsmönster, som kan orsakas av starka magnetfält i stjärnan.
* rotation: Breddningen av spektrala linjer kan också användas för att uppskatta en stjärns rotationshastighet.
Sammanfattningsvis är en stjärns mörka linjespektrum som ett fingeravtryck som avslöjar dess kemiska smink, temperatur, rörelse och andra viktiga egenskaper. Astronomer använder dessa spektra för att förstå livscykeln för stjärnor, utvecklingen av galaxer och universums sammansättning.
