概要.
天体分光学
背景.
電波信号は光学的信号よりもずっと波長が長いため、電波望遠鏡を使用する必要がある。赤外線は波長によっては大気中の水分子や二酸化炭素分子による吸収を受ける部分があるため、通常の地上における光学的分光を用いるよりも宇宙望遠鏡から観測したほうがより多くの赤外スペクトルを取得できる。
光学的分光学.
プリズムの波長分解能はそのサイズによって決まり、大きなプリズムほど詳細なスペクトルが得られるも、それだけ大きなガラス塊になると重量も増大し、細かな観測作業において不便となる。
分光器の中のプリズムやグレーティングによって分散させられた光は検出器によってそれぞれの波長位置で検出される。歴史的に、電子的な装置が開発されるまでは写真乾板が広く使われてきたが、今日の光学分光器ではCCDイメージセンサに置き換わっている。
スペクトル波長はガス封入管からの既知波長のスペクトル線で較正できる。スペクトルごとのフラックス密度のスケールは、大気吸収を補正した標準星の観測結果から波長関数として較正でき、これは分光測色法として知られている。
電波分光学.
電波干渉法.
恒星とその特性.
化学組成.
その正体として、まず高温の物体は連続スペクトルを持つ光を放射し、高温のガスは特定の波長の輝線と呼ばれる光を放つ。この高温物体が、それより低温なガスに包まれていると、そのスペクトルは一見すると元の連続スペクトルに見えるが、ところどころに暗線が見られ、暗線が現れる波長はそのガスが放つ輝線の波長と一致する。これにより、太陽スペクトル中の吸収線を、地上の実験室によって同定されている既知のガスの輝線と比較することで、太陽の化学組成を知ることができる。これは他の恒星にも応用できる。
有名なフラウンホーファー線として以下の表中のものが知られており、関連付けられている元素とともに示す。（）内は初期のバルマー系列で呼ばれていた線の呼称である。
太陽のすべての元素がすぐに吸収線から特定されたわけではない。例として、
温度と大きさ.
銀河.
銀河のスペクトルは、何十億個もの恒星のスペクトルが組み合わさった結果なので、恒星に似たスペクトルを示す。
星間物質.
ガス輝線星雲.
分子雲.
宇宙における動き.