天体分光学
惑星が恒星に重力的に束縛されるように、連星もお互いの周りを公転している。
連星のうち実視連星と呼ばれるものは望遠鏡で互いを公転するそれぞれの星を分離して観測できる。しかし連星の中には恒星同士の距離が近すぎて分離して観測できないものもある。こうした連星のうち、分光連星と呼ばれるものは、1つの星のスペクトルにもう1つのスペクトルが重なった特異なスペクトルを示すことで確認できる。この合成スペクトルは、両方の星の光度が近く、スペクトル分類が異なっているとより分かりやすくなる。
分光連星はその視線速度によっても検出できる。お互いを公転する星は、片方が地球から見て近づいてくるとき、もう片方は遠ざかっていくが、このとき合成スペクトルにドップラー効果によるシフトが生じる。連星系の軌道平面によって、観測されるシフトの度合いは決定される。もし観測者が軌道平面に対し垂直な方向から観測していれば、視線速度は常に0となってしまい、この観測手法は使えない。これは、メリーゴーラウンドを真横から観察すると、自分に近づいてくる馬と遠ざかっていく馬を観察できるが、真上から観察するとどの馬も観察者との距離が変わらずに動くことと同じである。
1860年、グスタフ・キルヒホフは黒体放射の考えを提唱し、物体はみな温度に応じた波長分布に従い、全波長で電磁波を放射しているという考え方を示した。1894年にはヴィルヘルム・ヴィーンが、物体の温度(T)とそこから放たれる黒体放射のピーク波長(λmax)を関連付ける定式を導出した。
λ max T = b {\displaystyle \lambda _{\text{max}}T=b}
bは比例定数で、2.897 771 955 ... × 10 m·Kという値をとる。この式はウィーンの変位則と呼ばれており、これを利用して天体のスペクトルのピーク波長を測定することで、その天体の表面温度を決定できる。例えば、ピーク波長が502 nmの恒星の表面温度は5778Kとなる。
また、天体の光度は一定時間に放出される天体からの放射エネルギーの尺度である。光度を L とおくと星の温度と次のように定式化できる。
L = 4 π R 2 σ T 4 {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}}
R は天体の半径、σ はシュテファン=ボルツマン定数で5.670 374 419 ... × 10 W・m・Kという値をとる。したがって光度と温度の両方が分かっていれば、天体の大きさも決定される。
電波天文学は1930年代初頭に、ベル研究所のカール・ジャンスキーによって始祖された。彼は大西洋間無線通信において電波干渉を起こしうる電波源を探すためのアンテナを設置していたところ、地球上からではなくいて座の天の川中心からのノイズを検出した。1942年には、軍用レーダーの受信機を使ってジェームズ・ヘイが太陽電波を観測した。
電波分光学は、1951年に中性水素の21cm線が観測されたことから始まった。
天体分光学(てんたいぶんこうがく、英語: Astronomical spectroscopy)は、恒星やその他の天体から放射された電磁波(可視光線・赤外線・紫外線・X線・電波など)のスペクトルを測定する分光学の技術を用いた、天文学における研究分野や技法を指す。恒星のスペクトルは、その星の大きさや質量・密度、温度、光度や距離、化学組成といった多くの特性を反映している。分光を用いてドップラーシフトを測定することで、視線速度と呼ばれる天体が観測者の方へ向かってくる・または観測者から遠ざかる速度を測定することもできる。分光を用いて、恒星以外にも星雲・惑星・活動銀河核といった様々な種類の天体の物理特性の研究が行われている。