天体分光学
この新しい分光器はプリズムよりも詳細なスペクトルを得ることができ、測定に要する光量もプリズムより少なく、グレーティングを傾けることで分光する波長帯を容易に調整できる点で優れている。
ブレーズド回折格子の分光限界は鏡の幅で決まり、ブレーズを入れる幅が1000本/mmを超えるとピントが合わなくなる。この限界を超えるためにホログラフィックグレーティングが開発された。体積位相ホログラフィックグレーティングはガラス表面にニクロム化ゼラチンを塗布し、干渉計で生成した干渉パターンを照射することで作られる。このパターンはブレーズド回折格子に似ているが、実際はブラッグ回折を用いており、反射角はゼラチンの原子配置に依存する。
原子レベルの微細加工によりホログラフィックグレーティングでは6000本/mmの格子を入れることができ、集光効率も2倍ほど改善している。2枚のガラスの間に密閉されているためホログラフィックグレーティングの用途は広く、交換せずに数十年間使い続けることもできる。
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。
重力で束縛された天体は、重力源との共通重心を公転する運動も持つ。天体のこの運動の速度を固有速度(英語版)(英:Peculiar velocity)といい、視線速度に影響を及ぼす。
ハッブル=ルメートルの法則に固有速度の寄与を考慮すると
v total = H 0 d + v p e c u l i a r {\displaystyle v_{\text{total}}=H_{0}d+v_{\mathrm {peculiar} }}
としてトータルの速度が補正される。単純なハッブル=ルメートルの法則に基づき期待される赤方偏移は固有速度により不明瞭になるため、恒星や銀河のスペクトルを観測する際に混乱を引き起こす。例えば、おとめ座銀河団の大きさと形状は、銀河団を構成する銀河それぞれが大きな固有速度を持っていたため、科学的に非常に慎重に精査されてきた歴史がある。
天体分光学が始まった初期に、天文学者はガス星雲のスペクトルが恒星のものと大きく異なることに困惑していた。まず1864年にウィリアム・ハギンズが、恒星のスペクトルのような連続スペクトルとは違い、星雲のスペクトルでは輝線しか見られないことに気づいた。前述のキルヒホッフの研究を受けて、ハギンズは星雲が膨大な量の輝くガスや蒸気で構成されていると結論づけた。しかし輝線の中には、当時実験室で確認されていた輝線と一致しない線が多くあり、特に明るかったのが波長495.9 nmと500.7 nmに現れる輝線だった。
これらの輝線は1927年にアイラ・ボーエンによって大きく電離された酸素イオンOによるものと発見されるまで、新元素ネビュリウム(英語版)によるものとされていた。これらの輝線は禁制遷移によって放出される。これは当時の地上の実験室では再現できず、1ccあたり原子が1個しか存在しないような極めて低密度な宇宙環境下の星雲でしか生じない。