Спектральний аналіз — основа астрофізики. З його допомогою визначають хімічний склад, температуру, швидкість руху та інші параметри небесних тіл.

Найважливішим джерелом інформації про більшість небесних об'єктів є їхнє випромінювання.

Дістати найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху за променем зору та багато іншого.

Спектральний аналіз, як ви знаєте, ґрунтується на явищі дисперсії світла. Якщо вузький пучок білого світла спрямувати на бічну грань тригранної призми, то, по-різному заломлюючись у склі, промені, з яких складається біле світло, дадуть на екрані райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку.

Як відомо, світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.

Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних променів до фіолетових приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать ультрафіолетові промені, які невидимі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хвилі мають рентгенівські промені. За червоними променями знаходиться область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але приймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.

Для одержання спектрів застосовують прилади, які називаються спектроскопом і спектрографом (мал. 38). У спектроскоп спектр розглядають, а спектрографом його фотографують. Фотографія спектра називається спектрограмою.

Нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.

Ніхто не визначає клас зірки шляхом безпосереднього вимірювання її маси або розміру: про всі параметри зірки (температуру, вік, склад) цілком точно розповідає її власний спектр і він же допомагає визначити і її розмір і масу - причому зробити це з дуже високою точністю.

При цьому спектральні лінії звичайних зірок, хоч і відрізняються за своєю інтенсивністю, але знаходяться завжди на одних і тих же, відведених їм місцях - подібно до того, як холодний міжзоряний водень випромінює на 21-сантиметрі, так і відносно гарячий водень зоряних фотосфер випромінює і поглинає в масі серій спектральних ліній - Бальмера, Лаймена, Пашена, Бреккета, які розташовані в ультафіолетовому, видимому і інфрачервоному діапазоні.

Хімічний склад небесних тіл. У 1814 р. німецький фізик Йозеф Фраунгофер, спостерігаючи спектр Сонця за допомогою спектроскопа з дифракційною ґраткою, який він виготовив, звернув увагу на те, що суцільний спектр Сонця містить значне число темних ліній. Учений установив, що ці лінії (названі згодом його ім’ям) завжди присутні у спектрі Сонця на певних місцях. Фраунгоферові лінії - не що інше, як лінії поглинання пари різних речовин, що перебувають поблизу джерела суцільного спектра - яскравої поверхні Сонця (між фотосферою і спектральним приладом). Сонце оточене газовою оболонкою, що має нижчу температуру та меншу густину за фотосферу. Таким чином, спектр Сонця є спектром поглинання цієї пари.

При детальній класифікації фраунгоферових ліній на Сонці виявлено всі земні елементи. Так було відкрито новий хімічний елемент - гелій (сонячний), який тільки через 26 років виявили на Землі.

Порівнюючи довжини хвиль ліній поглинання, спостережуваних у спектрах небесних тіл, з отриманими в лабораторії або розрахованими теоретично спектрами різних речовин, можна визначити хімічний склад випромінюючого космічного об’єкта, що перебуває на дуже великій відстані. Спектральний аналіз дає змогу визначити хімічні складові не тільки Сонця, але й інших об’єктів - зір, туманностей. Аналіз спектрів - основний метод вивчення фізичної природи космічних об’єктів, що використовується в астрофізиці.

Спектральні спостереження дозволяють визначати променеву швидкість небесного тіла. Це швидкість, з якою об’єкт наближається до спостерігача або віддаляється від нього. Метод вимірювання променевих швидкостей ґрунтується на застосуванні ефекту Допплера. Його виявив у 1847 р. Кристіан Доплер.

В астрофізиці широко використовується ефект Доплера, що виникає при русі джерела випромінювання щодо спостерігача. Суть ефекту Доплера полягає в такому: якщо джерело випромінювання рухається за променем зору спостерігача зі швидкістю vrназваною променевою швидкістю, то замість довжини хвилі λ0, що випромінює

Для визначення зміщення спектральних ліній поруч із спектром досліджуваної зорі на ту саму фотопластинку фотографують спектр лабораторного джерела, у якому є відомі спектральні лінії. Потім за допомогою мікроскопів, оснащених точними мікрометрами, вимірюють зміщення ліній об’єкта відносно лабораторної системи довжин хвиль і таким чином знаходять величину Δλ.

За червоним зміщенням світла від астрономічних об'єктів, вимірюється їхня швидкість і розраховується відстань до них.