スペクトルエネルギー分布

スペクトルエネルギー分布（スペクトルエネルギーぶんぷ、、SED）は、ある物体が放射する電磁波のエネルギーを、電磁波の波長或いは振動数（周波数）の関数として、グラフに表現したものである。スペクトルとほぼ同じ意味であるが、波長又は振動数の関数としての放射の強さであることを強調する場合に、スペクトルエネルギー分布という用語が用いられる。
天文学への応用.
天文学で観測に使用される、電波からガンマ線までの幅広い波長域を網羅するSEDは、天体が放射するエネルギーの特徴が一目瞭然となるので、その天体で起きている様々な物理現象を理解するための重要な手掛かりを得ることができることから、天文学において広く利用されている。例えば、黒体放射で近似できる天体の温度の推定、前主系列段階の星の分類、銀河の星生成史の推定などに、用いられている。
恒星.
恒星は完全な黒体ではないが黒体に非常に近く、紫外域から近赤外域にかけての恒星のSEDは、黒体放射のSED、つまりプランク関数で近似することができる。このことは、恒星の有効温度（表面温度）を推定する単純な方法として利用される。観測によって得られた恒星のSEDとプランク関数を照合し、その曲線の輪郭が最もよく合う温度を、恒星の有効温度とするのである。その変型として、SEDからエネルギー極大となる波長を求め、ウィーンの変位則によって温度を計算する方法、測光観測によって得た色指数をプランク関数のそれと比較する方法もある。
また、SEDは恒星の周りにあるや、系外惑星系候補の捜索にも利用される。星周塵を発見するには、恒星の放射が純粋に光球だけだった場合よりも、塵の温度における熱放射が有意に明るいことが観測できることが第一歩となる。中間赤外線からサブミリ波における測光観測で、星周塵の温度に適合する黒体放射のSEDが構築されれば、残骸円盤が存在する証拠となりうる。
星形成.
赤外線からミリ波にかけてのSEDは、星形成過程について知るための情報を得る手段の一つである。原始星からおうし座T型星（Tタウリ型星）にかけての前主系列星のSEDは、中心星の黒体放射に対して、星周円盤の塵の黒体放射がどれだけ重要性を持つかによって、複数の階級に分類される。
これらの階級は、SEDの特徴によって分類したものであり、星形成過程の順序を表したものではないが、大まかにはクラス0からクラスIIIへ数字が上がるように進化し、主系列星になってゆくものと考えられている。
銀河.
SEDは、銀河を構成する恒星、ガス、塵などの成分とその物理状態を推定する基本量となる。銀河のSEDは、星生成史、恒星の金属量、組成の類型、初期質量関数、含まれる恒星の全質量、ガスや塵の状態や量、といった銀河の様々な特性を反映したものであり、観測した銀河のSEDから、銀河の形成と進化にとって重要なカギとなるこれらの物理量を推定することは、銀河天文学における大きな課題である。
例えば、活発な星生成活動が起きている銀河のSEDは、紫外線連続光の放射が強く、一方で、現在はほとんど星生成が起きていない銀河のSEDでは、紫外線連続光の放射は弱く、多くの金属元素による吸収が集中することでみられる4000Åブレイクがはっきりみえ、赤や近赤外線の連続光放射が強くなる。