สเปกโทรสโกปีทางดาราศาสตร์คือการศึกษาดาราศาสตร์โดยใช้เทคนิคสเปกโทรสโกปีในการวัดสเปกตรัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งรวมถึงแสงที่มองเห็นได้รังสีอัลตราไวโอเลตรังสีเอ็กซ์รังสีอินฟราเรดและคลื่นวิทยุที่แผ่รังสีจากดาวฤกษ์และวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆสเปกตรัมของดาวฤกษ์สามารถเปิดเผยคุณสมบัติหลายอย่างของดาวฤกษ์ เช่น องค์ประกอบทางเคมี อุณหภูมิ ความหนาแน่น มวล ระยะทาง และความสว่าง สเปกโทรสโกปีสามารถแสดงความเร็วของการเคลื่อนที่เข้าหาหรือออกจากผู้สังเกตการณ์ได้โดยการวัดการเลื่อนดอปเปลอร์สเปกโทรสโกปียังใช้ในการศึกษาคุณสมบัติทางกายภาพของวัตถุทางดาราศาสตร์ประเภทอื่นๆ อีกมากมาย เช่นดาวเคราะห์เนบิวลากาแล็กซีและนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงานอยู่

สเปกโทรสโกปีทางดาราศาสตร์ใช้ในการวัดแถบรังสีหลักสามแถบในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ได้แก่แสงที่มองเห็นได้คลื่นวิทยุและรังสีเอ็กซ์แม้ว่าสเปกโทรสโกปีทั้งหมดจะพิจารณาแถบสเปกตรัมเฉพาะ แต่ก็ต้องใช้วิธีการที่แตกต่างกันในการรับสัญญาณขึ้นอยู่กับความถี่โอโซน (O₃ ₎และออกซิเจนโมเลกุล (O₂ ₎ดูดซับแสงที่มีความยาวคลื่นต่ำกว่า 300 นาโนเมตร ซึ่งหมายความว่าสเปกโทรสโกปีรังสีเอ็กซ์และ รังสี อัลตราไวโอเลตต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ดาวเทียมหรือเครื่องตรวจจับที่ติดตั้งบนจรวด^{[ 1 ] : 27} สัญญาณวิทยุมีความยาวคลื่นยาวกว่าสัญญาณแสงมาก และต้องใช้เสาอากาศหรือจานรับสัญญาณวิทยุแสงอินฟราเรดถูกดูดซับโดยน้ำในบรรยากาศและคาร์บอนไดออกไซด์ ดังนั้นแม้ว่าอุปกรณ์จะคล้ายกับที่ใช้ในสเปกโทรสโกปีแสง แต่ก็ต้องใช้ดาวเทียมในการบันทึกสเปกตรัมอินฟราเรดส่วนใหญ่^{[ 2 ]}

นักฟิสิกส์ได้ศึกษาสเปกตรัมของดวงอาทิตย์มาตั้งแต่ไอแซค นิวตันใช้ปริซึมธรรมดาเพื่อสังเกตคุณสมบัติการหักเหของแสงเป็นครั้งแรก^{[ 3 ]}ในช่วงต้นทศวรรษ 1800 โจเซฟ ฟอน ฟราวน์โฮเฟอร์ใช้ทักษะของเขาในฐานะช่างทำแก้วเพื่อสร้างปริซึมที่บริสุทธิ์มาก ซึ่งทำให้เขาสามารถสังเกตเส้นมืด 574 เส้นในสเปกตรัมที่ดูเหมือนต่อเนื่อง^{[ 4 ]}หลังจากนั้นไม่นาน เขาได้รวมกล้องโทรทรรศน์และปริซึมเข้าด้วยกันเพื่อสังเกตสเปกตรัมของดาวศุกร์ดวงจันทร์ดาวอังคารและดาวฤกษ์ต่างๆ เช่นเบเทลจูส บริษัทของเขายังคงผลิตและจำหน่ายกล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสงคุณภาพสูงตามแบบดั้งเดิมของเขาจนกระทั่งปิดกิจการในปี 1884 ^{[ 5 ] : 28–29}

ความละเอียดของปริซึมถูกจำกัดด้วยขนาดของมัน ปริซึมขนาดใหญ่จะให้สเปกตรัมที่มีรายละเอียดมากขึ้น แต่การเพิ่มมวลทำให้ไม่เหมาะสำหรับงานที่มีรายละเอียดสูง^{[ 6 ]}ปัญหานี้ได้รับการแก้ไขในช่วงต้นทศวรรษ 1900 ด้วยการพัฒนาตะแกรงสะท้อนแสงคุณภาพสูงโดยJS Plaskettที่หอดูดาว Dominionในออตตาวา ประเทศแคนาดา^{[ 5 ] : 11} แสงที่กระทบกระจกจะสะท้อนในมุมเดียวกัน อย่างไรก็ตาม แสงส่วนเล็กน้อยจะหักเหในมุมที่แตกต่างกัน ซึ่งขึ้นอยู่กับดัชนีการหักเหของวัสดุและความยาวคลื่นของแสง^{[ 7 ]}โดยการสร้างตะแกรง "blazed"ซึ่งใช้กระจกขนานจำนวนมาก แสงส่วนเล็กน้อยสามารถโฟกัสและมองเห็นได้ สเปกโทรสโคปแบบใหม่เหล่านี้มีรายละเอียดมากกว่าปริซึม ต้องการแสงน้อยลง และสามารถโฟกัสไปที่บริเวณเฉพาะของสเปกตรัมได้โดยการเอียงตะแกรง^{[ 6 ]}

ข้อจำกัดของตะแกรงแบบ blazed คือความกว้างของกระจก ซึ่งสามารถเจียรได้เพียงปริมาณที่จำกัดก่อนที่จะสูญเสียการโฟกัส โดยค่าสูงสุดอยู่ที่ประมาณ 1000 เส้น/มม. เพื่อเอาชนะข้อจำกัดนี้ จึงได้มีการพัฒนาตะแกรงโฮโลแกรมขึ้น ตะแกรงโฮโลแกรมแบบ Volume phase ใช้ฟิล์มบางของเจลาตินไดโครเมตบนพื้นผิวกระจก ซึ่งต่อมาจะถูกฉายด้วยรูปแบบคลื่นที่สร้างขึ้นโดยอินเตอร์เฟอโรเมตรรูปแบบคลื่นนี้จะสร้างรูปแบบการสะท้อนที่คล้ายกับตะแกรงแบบ blazed แต่ใช้การเลี้ยวเบนของแบร็ก ซึ่งเป็นกระบวนการที่มุมการสะท้อนขึ้นอยู่กับการจัดเรียงของอะตอมในเจลาติน ตะแกรงโฮโลแกรมสามารถมีได้ถึง 6000 เส้น/มม. และมีประสิทธิภาพในการรวบรวมแสงได้มากกว่าตะแกรงแบบ blazed ถึงสองเท่า เนื่องจากถูกปิดผนึกระหว่างแผ่นกระจกสองแผ่น ตะแกรงโฮโลแกรมจึงมีความอเนกประสงค์มาก และอาจใช้งานได้นานหลายทศวรรษก่อนที่จะต้องเปลี่ยนใหม่^{[ 8 ]}

แสงที่กระจายโดยตะแกรงหรือปริซึมในสเปกโตรกราฟสามารถบันทึกได้โดยตัวตรวจจับ ในอดีตมีการใช้แผ่นฟิล์มถ่ายภาพ อย่างแพร่หลายในการบันทึกสเปกตรัมจนกระทั่งมีการพัฒนาตัวตรวจจับอิเล็กทรอนิกส์ และในปัจจุบันสเปกโตรกราฟแบบออปติคอลส่วนใหญ่มักใช้ CCD ( อุปกรณ์รับภาพแบบประจุไฟฟ้า ) มาตราส่วนความยาวคลื่นของสเปกตรัมสามารถปรับเทียบได้โดยการสังเกตสเปกตรัมของเส้นการปล่อยแสงที่มีความยาวคลื่นที่ทราบจากหลอดไฟปล่อยประจุแก๊สมาตราส่วนฟลักซ์ของสเปกตรัมสามารถปรับเทียบได้เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่นโดยการเปรียบเทียบกับการสังเกตดาวมาตรฐานโดยมีการแก้ไขสำหรับการดูดซับแสงของบรรยากาศ ซึ่งเรียกว่าสเปกโตรโฟโตเมตรี^{[ 9 ]}

ดาราศาสตร์วิทยุได้รับการก่อตั้งขึ้นจากผลงานของKarl Janskyในช่วงต้นทศวรรษ 1930 ขณะทำงานให้กับBell Labsเขาได้สร้างเสาอากาศวิทยุเพื่อตรวจสอบแหล่งที่มาของการรบกวนที่อาจเกิดขึ้นสำหรับการส่งสัญญาณวิทยุข้ามมหาสมุทรแอตแลนติก หนึ่งในแหล่งกำเนิดเสียงรบกวนที่ค้นพบไม่ได้มาจากโลก แต่มาจากใจกลางทางช้างเผือกในกลุ่มดาวคนยิงธนู [ ^{10 ] ใน}ปี 1942 JS Heyได้บันทึกความถี่วิทยุของดวงอาทิตย์โดยใช้เครื่องรับเรดาร์ทางทหาร^{[ 1 ] : 26} การวิเคราะห์สเปกตรัมวิทยุเริ่มต้นด้วยการค้นพบเส้น H I ที่ 21 เซนติเมตรในปี 1951

การแทรกสอดคลื่นวิทยุได้รับการบุกเบิกในปี 1946 เมื่อJoseph Lade Pawsey , Ruby Payne-Scottและ Lindsay McCready ใช้เสาอากาศเดี่ยวบนหน้าผาชายทะเลเพื่อสังเกตรังสีจากดวงอาทิตย์ที่ความถี่ 200 MHz ลำแสงตกกระทบสองลำ ลำหนึ่งมาจากดวงอาทิตย์โดยตรงและอีกลำสะท้อนจากผิวน้ำทะเล ทำให้เกิดการแทรกสอดที่จำเป็น^{[ 11 ]}อินเตอร์เฟอโรเมตรแบบรับสัญญาณหลายตัวเครื่องแรกถูกสร้างขึ้นในปีเดียวกันโดยMartin Ryleและ Vonberg ^{[ 12 ] [ 13 ]}ในปี 1960 Ryle และAntony Hewishได้ตีพิมพ์เทคนิคการสังเคราะห์ช่องรับสัญญาณเพื่อวิเคราะห์ข้อมูลอินเตอร์เฟอโรเมตร^{[ 14 ]}กระบวนการสังเคราะห์ช่องรับสัญญาณ ซึ่งเกี่ยวข้องกับ การหาความสัมพันธ์ อัตโนมัติและการแปลงฟูริเยร์แบบไม่ต่อเนื่องของสัญญาณขาเข้า จะกู้คืนทั้งการเปลี่ยนแปลงเชิงพื้นที่และความถี่ในฟลักซ์^{[ 15 ]}ผลลัพธ์คือภาพ 3 มิติที่มีแกนที่สามเป็นความถี่ สำหรับงานนี้ Ryle และ Hewish ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ร่วมกันใน ปี 1974 ^{[ 16 ]}

สเปกตรัมต่อเนื่อง

เส้นการปล่อยแสง ( สเปกตรัมแบบไม่ต่อเนื่อง )

เส้นดูดกลืนแสง (สเปกตรัมต่อเนื่องและสเปกตรัมแยกส่วน)

นิวตันใช้ปริซึมเพื่อแยกแสงขาวออกเป็นสเปกตรัมของสีต่างๆ และปริซึมคุณภาพสูงของฟราวน์โฮเฟอร์ทำให้นักวิทยาศาสตร์สามารถมองเห็นเส้นมืดที่มีต้นกำเนิดที่ไม่ทราบแน่ชัด ในช่วงทศวรรษ 1850 กุสตาฟ เคิร์ชฮอฟฟ์และโรเบิร์ต บุนเซนได้อธิบายปรากฏการณ์เบื้องหลังเส้นมืดเหล่านี้ วัตถุแข็งที่ร้อนจะผลิตแสงที่มีสเปกตรัมต่อเนื่องก๊าซร้อนจะปล่อยแสงที่ความยาวคลื่นเฉพาะ และวัตถุแข็งที่ร้อนซึ่งล้อมรอบด้วยก๊าซที่เย็นกว่าจะแสดงสเปกตรัมที่เกือบต่อเนื่องพร้อมเส้นมืดที่สอดคล้องกับเส้นการปล่อยของก๊าซ^{[ 5 ] : 42–44 [ 17 ]}โดยการเปรียบเทียบเส้นดูดกลืนของดวงอาทิตย์กับสเปกตรัมการปล่อยของก๊าซที่ทราบแล้ว สามารถกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์ได้

ตารางต่อไปนี้แสดง สายหลัก ของ Fraunhofer และองค์ประกอบที่เกี่ยวข้อง การกำหนดชื่อจากชุด Balmer รุ่น แรก แสดงอยู่ในวงเล็บ

ไม่ใช่ว่าทุกองค์ประกอบในดวงอาทิตย์จะถูกระบุได้ในทันที ตัวอย่างสองข้อมีดังต่อไปนี้:

• ในปี พ.ศ. 2411 นอร์แมน ล็อกเยอร์และปิแอร์ แยนส์เซนได้สังเกตเส้นที่อยู่ถัดจากคู่โซเดียม (D ₁และ D ₂ ) โดยอิสระ ซึ่งล็อกเยอร์ระบุว่าเป็นธาตุใหม่ เขาตั้งชื่อมันว่าฮีเลียมแต่กว่าจะพบธาตุนี้บนโลกก็ต้องรอจนถึงปี พ.ศ. 2438 ^{[ 5 ] : 84–85}
• ในปี ค.ศ. 1869 นักดาราศาสตร์Charles Augustus YoungและWilliam Harknessได้สังเกตเห็นเส้นการปล่อยแสงสีเขียวใหม่ในโคโรนาของดวงอาทิตย์โดยอิสระในระหว่างสุริยุปราคา ธาตุ "ใหม่" นี้ถูกตั้งชื่ออย่างไม่ถูกต้องว่าโคโรเนียม เนื่องจากพบเฉพาะในโคโรนาเท่านั้น จนกระทั่งในทศวรรษ ค.ศ. 1930 Walter GrotrianและBengt Edlénได้ค้นพบว่าเส้นสเปกตรัมที่ 530.3 นาโนเมตรเกิดจาก เหล็ก ที่มีประจุสูง (Fe ¹³⁺ ) ^{[ 18 ]}เส้นผิดปกติอื่นๆ ในสเปกตรัมโคโรนายังเกิดจากไอออนที่มีประจุสูง เช่นนิกเกลและแคลเซียม โดย การแตกตัวเป็นไอออนสูงนั้นเกิดจากอุณหภูมิที่สูงมากของโคโรนาของดวงอาทิตย์ [ ^{1 ] : 87, 297}

จนถึงปัจจุบัน มีเส้นดูดกลืนแสงมากกว่า 20,000 เส้นสำหรับดวงอาทิตย์ในช่วงระหว่าง 293.5 ถึง 877.0 นาโนเมตร แต่มีเพียงประมาณ 75% ของเส้นเหล่านี้เท่านั้นที่เชื่อมโยงกับการดูดกลืนแสงของธาตุ^{[ 1 ] : 69}

โดยการวิเคราะห์ความกว้างเทียบเท่าของแต่ละเส้นสเปกตรัมในสเปกตรัมการปล่อย สามารถกำหนดทั้งธาตุที่มีอยู่ในดาวฤกษ์และความอุดมสมบูรณ์สัมพัทธ์ของธาตุเหล่านั้นได้^{[ 7 ]}โดยใช้ข้อมูลนี้ ดาวฤกษ์สามารถจัดประเภทเป็นประชากรดาวฤกษ์ได้ ดาวฤกษ์ประเภทที่ 1 เป็นดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุดและมีปริมาณโลหะสูงที่สุด (ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ประเภทที่ 1) ในขณะที่ดาวฤกษ์ประเภทที่ 3 เป็นดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดและมีปริมาณโลหะต่ำมาก^{[ 19 ] [ 20 ]}

ในปี พ.ศ. 2403 Gustav Kirchhoffได้เสนอแนวคิดของวัตถุดำซึ่งเป็นวัสดุที่ปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ความยาวคลื่นทั้งหมด^{[ 21 ] [ 22 ]}ในปี พ.ศ. 2437 Wilhelm Wienได้กำหนดสูตรที่เชื่อมโยงอุณหภูมิ (T) ของวัตถุดำกับความยาวคลื่นการปล่อยสูงสุด (λ _max ) ดังนี้: ^{[ 23 ]}

${\displaystyle \lambda _{\text{max}}T=b}$

bคือค่าคงที่สัดส่วนที่เรียกว่าค่าคงที่การกระจัดของเวียนซึ่งเท่ากับ2.897 771 955 ... × 10 ⁻³  m⋅K . ^{[ 24 ]}สมการนี้เรียกว่ากฎของเวียน (Wien's Law ) โดยการวัดความยาวคลื่นสูงสุดของดาวฤกษ์ สามารถกำหนดอุณหภูมิพื้นผิวได้^{[ 17 ]}ตัวอย่างเช่น ถ้าความยาวคลื่นสูงสุดของดาวฤกษ์คือ 502 นาโนเมตร อุณหภูมิที่สอดคล้องกันจะเป็น 5772 เคลวิน

ความสว่างของดาวฤกษ์เป็นการวัดพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาในช่วงเวลาที่กำหนด^{[ 25 ]}ความสว่าง (L) สามารถสัมพันธ์กับอุณหภูมิ (T) ของดาวฤกษ์ได้ดังนี้:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}}$,

โดยที่ R คือรัศมีของดาวฤกษ์ และ σ คือ ค่าคงที่ สเตฟาน-โบลต์ซมันน์ซึ่งมีค่าเท่ากับ5.670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴ . ^{[ 26 ]}ดังนั้น เมื่อทราบทั้งความสว่างและอุณหภูมิ (ผ่านการวัดและการคำนวณโดยตรง) รัศมีของดาวฤกษ์สามารถกำหนดได้

สเปกตรัมของกาแล็กซีมีลักษณะคล้ายกับสเปกตรัมของดาวฤกษ์ เนื่องจากประกอบด้วยแสงรวมจากดาวฤกษ์หลายพันล้านดวง

จากการศึกษาการเลื่อนดอปเปลอร์ของกระจุกกาแล็กซีโดยฟริตซ์ ซวิคกีในปี 1937 พบว่ากาแล็กซีในกระจุกเคลื่อนที่เร็วกว่าที่ดูเหมือนจะเป็นไปได้จากมวลของกระจุกที่อนุมานจากแสงที่มองเห็นได้ ซวิคกีตั้งสมมติฐานว่าต้องมีสสารที่ไม่เปล่งแสงจำนวนมากในกระจุกกาแล็กซี ซึ่งต่อมาเรียกว่าสสารมืด^{[ 27 ]}นับตั้งแต่การค้นพบของเขา นักดาราศาสตร์ได้กำหนดว่ากาแล็กซีส่วนใหญ่ (และส่วนใหญ่ของจักรวาล) ประกอบด้วยสสารมืด อย่างไรก็ตาม ในปี 2003 พบว่ากาแล็กซีสี่แห่ง (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 และNGC 4697 ) มีสสารมืดน้อยมากหรือไม่มีเลยที่ส่งผลต่อการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ที่อยู่ภายใน สาเหตุของการขาดสสารมืดยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด^{[ 28 ]}

ในช่วงทศวรรษ 1950 พบว่าแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่มีความเข้มสูงมีความเกี่ยวข้องกับวัตถุที่มีความสว่างน้อยมากและมีสีแดงจัด เมื่อมีการวัดสเปกตรัมครั้งแรกของวัตถุเหล่านี้ พบว่ามีเส้นดูดกลืนแสงที่ความยาวคลื่นที่ไม่คาดว่าจะพบ ในไม่ช้าก็ตระหนักว่าสิ่งที่สังเกตได้คือสเปกตรัมของกาแล็กซีปกติ แต่มีการเลื่อนไปทางสีแดงอย่างมาก^{[ 29 ] [ 30 ]}สิ่งเหล่านี้ได้รับการตั้งชื่อว่าแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุคล้ายดาวฤกษ์หรือควาซาร์โดยHong-Yee Chiuในปี 1964 ^{[ 31 ]} ปัจจุบันเชื่อกันว่าควาซาร์เป็นกาแล็กซีที่ก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของจักรวาลของเรา โดยมีพลังงานมหาศาลที่ปล่อยออกมาจาก หลุมดำมวลมหาศาล^{[ 30 ]}

คุณสมบัติของกาแล็กซีสามารถกำหนดได้โดยการวิเคราะห์ดาวฤกษ์ที่พบภายในกาแล็กซีนั้นNGC 4550ซึ่งเป็นกาแล็กซีในกระจุกดาวเวอร์โก มีดาวฤกษ์ส่วนใหญ่หมุนไปในทิศทางตรงกันข้ามกับส่วนอื่นๆ เชื่อกันว่ากาแล็กซีนี้เป็นการรวมกันของกาแล็กซีขนาดเล็กสองกาแล็กซีที่หมุนไปในทิศทางตรงกันข้ามกัน^{[ 32 ]}ดาวฤกษ์ที่สว่างในกาแล็กซียังสามารถช่วยกำหนดระยะทางไปยังกาแล็กซีได้ ซึ่งอาจเป็นวิธีที่แม่นยำกว่าพาราแลกซ์หรือเทียนมาตรฐาน^{[ 33 ]}

สสารระหว่างดาวฤกษ์คือสสารที่ครอบครองพื้นที่ระหว่างระบบดาวฤกษ์ในกาแล็กซี 99% ของสสารนี้เป็นก๊าซ ได้แก่ไฮโดรเจน ฮีเลียมและ ธาตุไอออนอื่นๆ ในปริมาณเล็กน้อย เช่นออกซิเจนอีก 1% เป็นอนุภาคฝุ่น ซึ่งเชื่อกันว่าส่วนใหญ่เป็นกราไฟต์ซิลิเกตและน้ำแข็ง^{[ 34 ]}กลุ่มเมฆของฝุ่นและก๊าซเรียกว่าเนบิวลา

เนบิวลามี 3 ประเภทหลัก ได้แก่เนบิวลาดูดกลืน เนบิวลา สะท้อนแสงและ เนบิวลา เปล่งแสงเนบิวลาดูดกลืน (หรือเนบิวลามืด) ประกอบด้วยฝุ่นและก๊าซในปริมาณมากจนบดบังแสงดาวที่อยู่ด้านหลัง ทำให้การวัดแสงทำได้ยาก เนบิวลาสะท้อนแสงนั้น สะท้อนแสงจากดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียง สเปกตรัมของพวกมันจะเหมือนกับดาวฤกษ์ที่อยู่รอบๆ แม้ว่าแสงจะมีสีฟ้ากว่าก็ตาม คลื่นความยาวสั้นจะกระจายตัวได้ดีกว่าคลื่นความยาวที่ยาวกว่า เนบิวลาเปล่งแสงจะเปล่งแสงที่ความยาวคลื่นเฉพาะ ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบทางเคมีของพวกมัน^{[ 34 ]}

ในช่วงแรกๆ ของการศึกษาทางดาราศาสตร์ด้วยสเปกโทรสโกปี นักวิทยาศาสตร์ต่างงุนงงกับสเปกตรัมของเนบิวลาก๊าซ ในปี พ.ศ. 2407 วิลเลียม ฮักกินส์สังเกตเห็นว่าเนบิวลาหลายแห่งแสดงเฉพาะเส้นการปล่อยแสงเท่านั้น แทนที่จะแสดงสเปกตรัมเต็มรูปแบบเหมือนดาวฤกษ์ จากผลงานของเคิร์ชฮอฟฟ์ เขาจึงสรุปได้ว่าเนบิวลาต้องมี "มวลมหาศาลของก๊าซหรือไอระเหยที่ส่องสว่าง" ^{[ 35 ]}อย่างไรก็ตาม มีเส้นการปล่อยแสงหลายเส้นที่ไม่สามารถเชื่อมโยงกับธาตุใดๆ บนโลกได้ โดยเส้นที่สว่างที่สุดคือเส้นที่ 495.9 นาโนเมตร และ 500.7 นาโนเมตร^{[ 36 ]}เส้นเหล่านี้ถูกระบุว่าเป็นธาตุใหม่ที่เรียกว่าเนบิวเลียมจนกระทั่งไอรา โบเวนได้กำหนดในปี พ.ศ. 2460 ว่าเส้นการปล่อยแสงเหล่านี้มาจากออกซิเจนที่มีไอออนสูง (O ⁺² ) ^{[ 37 ] [ 38 ]}เส้นการปล่อยแสงเหล่านี้ไม่สามารถจำลองขึ้นในห้องปฏิบัติการได้ เพราะเป็นเส้นต้องห้าม ความหนาแน่นต่ำของเนบิวลา (หนึ่งอะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร) ^{[ 34 ]}ทำให้ ไอออน ที่ไม่เสถียรสามารถสลายตัวผ่านการปล่อยเส้นต้องห้ามแทนที่จะชนกับอะตอมอื่น^{[ 36 ]}

เนบิวลาเปล่งแสงไม่ได้พบอยู่รอบหรือใกล้ดาวฤกษ์ที่ความร้อนจากดวงอาทิตย์ทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนเสมอไป เนบิวลาเปล่งแสงที่เป็นก๊าซส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนที่เป็นกลาง ในสถานะพื้นฐานไฮโดรเจนที่เป็นกลางมีสถานะการหมุนที่ เป็นไปได้สองสถานะ คืออิเล็กตรอนมีการหมุนแบบเดียวกันหรือการหมุนตรงข้ามกับโปรตอนเมื่ออะตอมเปลี่ยนสถานะระหว่างสองสถานะนี้ มันจะปล่อยเส้นการเปล่งแสงหรือการดูดกลืนแสงที่ 21 ซม. ^{[ 34 ]}เส้นนี้อยู่ในช่วงคลื่นวิทยุและช่วยให้สามารถวัดได้อย่างแม่นยำมาก^{[ 36 ]}

• สามารถวัดความเร็วของเมฆได้โดยใช้การเปลี่ยนแปลงความถี่แบบดอปเปลอร์
• ความเข้มของเส้นสเปกตรัม 21 เซนติเมตร บ่งบอกถึงความหนาแน่นและจำนวนอะตอมในกลุ่มเมฆ
• สามารถคำนวณอุณหภูมิของเมฆได้

จากการใช้ข้อมูลนี้ รูปร่างของทางช้างเผือกจึงถูกกำหนดให้เป็นกาแล็กซีเกลียวแม้ว่าจำนวนและตำแหน่งที่แน่นอนของแขนเกลียวจะเป็นเรื่องที่อยู่ระหว่างการวิจัยก็ตาม^{[ 39 ]}

ฝุ่นและโมเลกุลในตัวกลางระหว่างดาวไม่เพียงแต่บดบังการวัดแสงเท่านั้น แต่ยังทำให้เกิดเส้นดูดกลืนในสเปกโทรสโกปีด้วย คุณลักษณะทางสเปกตรัมของพวกมันเกิดจากการเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนที่เป็นส่วนประกอบระหว่างระดับพลังงานที่แตกต่างกัน หรือจากสเปกตรัมการหมุนหรือการสั่น การตรวจจับมักเกิดขึ้นในส่วนของสเปกตรัมคลื่นวิทยุ ไมโครเวฟ หรืออินฟราเรด^{[ 40 ]}ปฏิกิริยาเคมีที่ก่อให้เกิดโมเลกุลเหล่านี้สามารถเกิดขึ้นได้ในเมฆที่เย็นและกระจายตัว^{[ 41 ]}หรือในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงซึ่งส่องสว่างด้วยแสงอัลตราไวโอเลต^{[ 42 ]}สารประกอบที่รู้จักส่วนใหญ่ในอวกาศเป็นสารอินทรีย์ตั้งแต่โมเลกุลขนาดเล็ก เช่นอะเซทิลีน C ₂ H ₂และอะซิโตน (CH ₃ ) ₂ CO ^{[ 43 ]}ไปจนถึงโมเลกุลขนาดใหญ่ทั้งกลุ่ม เช่นฟูลเลอรีน^{[ 42 ]}และไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติก หลายวง ไปจนถึงของแข็งเช่นกราไฟต์หรือวัสดุเขม่า อื่นๆ ^{[ 44 ]}

ดาวฤกษ์และก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ถูกยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วงเพื่อก่อตัวเป็นกาแล็กซี และกลุ่มของกาแล็กซีสามารถถูกยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วงในกระจุกกาแล็กซีได้^{[ 45 ]}ยกเว้นดาวฤกษ์ในทางช้างเผือกและกาแล็กซีในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นกาแล็กซีเกือบทั้งหมดกำลังเคลื่อนที่ออกห่างจากโลกเนื่องจาก การขยาย ^ตัวของจักรวาล [ ^{18 ]}

การเคลื่อนที่ของวัตถุทางดาราศาสตร์สามารถกำหนดได้โดยการสังเกตสเปกตรัมของพวกมัน เนื่องจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์วัตถุที่เคลื่อนที่เข้าหาเราจะเกิดการเลื่อนไปทางสีน้ำเงิน (blueshift ) และวัตถุที่เคลื่อนที่ออกไปจะเกิดการเลื่อนไปทางสีแดง (redshift ) ความยาวคลื่นของแสงที่เลื่อนไปทางสีแดงจะยาวกว่า ทำให้ปรากฏเป็นสีแดงกว่าแสงจากแหล่งกำเนิด ในทางกลับกัน ความยาวคลื่นของแสงที่เลื่อนไปทางสีน้ำเงินจะสั้นกว่า ทำให้ปรากฏเป็นสีน้ำเงินกว่าแสงจากแหล่งกำเนิด

${\displaystyle {\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {v_{0}}{c}}}$

โดยที่λ คือความยาวคลื่นที่ปล่อยออกมา λ คือความเร็วของวัตถุ และ λ คือความยาวคลื่นที่สังเกตได้ โปรดทราบว่า v<0 สอดคล้องกับ λ<λ ₀ซึ่งเป็นความยาวคลื่นที่เลื่อนไปทางสีน้ำเงิน เส้นดูดกลืนหรือเส้นปล่อยที่เลื่อนไปทางสีแดงจะปรากฏไปทางด้านสีแดงของสเปกตรัมมากกว่าเส้นคงที่ ในปี 1913 เวสโต สลิเฟอร์พบว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดาเลื่อนไปทางสีน้ำเงิน ซึ่งหมายความว่ามันกำลังเคลื่อนที่เข้าหากาแล็กซีทางช้างเผือก เขาบันทึกสเปกตรัมของกาแล็กซีอื่นอีก 20 กาแล็กซี ซึ่งทั้งหมด ยกเว้น 4 กาแล็กซี เลื่อนไปทางสีแดง และสามารถคำนวณความเร็วของพวกมันเทียบกับโลกได้ ต่อมา เอ็ดวิน ฮับเบิลจะใช้ข้อมูลนี้ รวมถึงการสังเกตการณ์ของเขาเอง เพื่อกำหนดกฎของฮับเบิล : ยิ่งกาแล็กซีอยู่ห่างจากโลกมากเท่าใด มันก็ยิ่งเคลื่อนที่ออกไปเร็วขึ้นเท่านั้น^{[ 18 ] [ 46 ]}กฎของฮับเบิลสามารถสรุปได้เป็น: ${\displaystyle \lambda _{0}}$${\displaystyle v_{0}}$${\displaystyle \lambda }$

${\displaystyle v=H_{0}d}$

โดยที่คือความเร็ว (หรือการไหลของฮับเบิล) คือค่าคงที่ของฮับเบิลและคือระยะห่างจากโลก ${\displaystyle v}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle d}$

ค่าเรดชิฟต์ (z) สามารถแสดงได้ด้วยสมการต่อไปนี้: ^{[ 47 ]}

การคำนวณค่าเรดชิฟต์${\displaystyle z}$

อ้างอิงจากความยาวคลื่น	โดยพิจารณาจากความถี่
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$

ในสมการเหล่านี้ ความถี่จะถูกแทนด้วยและความยาวคลื่นจะถูกแทนด้วยยิ่งค่า z มากเท่าไร แสงก็จะยิ่งมีการเลื่อนไปทางแดงมากขึ้นเท่านั้น และวัตถุก็จะยิ่งอยู่ห่างจากโลกมากขึ้นเท่านั้น ณ เดือนมกราคม 2013 พบว่าการเลื่อนไปทางแดงของกาแล็กซีที่ใหญ่ที่สุดที่ z~12 ถูกค้นพบโดยใช้Hubble Ultra-Deep Fieldซึ่งสอดคล้องกับอายุมากกว่า 13 พันล้านปี (จักรวาลมีอายุประมาณ 13.82 พันล้านปี) ^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}${\displaystyle f}$${\displaystyle \lambda }$

สามารถนำปรากฏการณ์ดอปเปลอร์และกฎของฮับเบิลมารวมกันเพื่อสร้างสมการได้โดยที่ c คือความเร็วแสง ${\displaystyle z={\frac {v_{\text{ฮับเบิล}}}{c}}}$

วัตถุที่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงจะหมุนรอบศูนย์กลางมวลร่วมกัน สำหรับวัตถุทางดาราศาสตร์ การเคลื่อนที่นี้เรียกว่าความเร็วเฉพาะและสามารถเปลี่ยนแปลงการไหลของฮับเบิลได้ ดังนั้น จึงต้องเพิ่มพจน์พิเศษสำหรับการเคลื่อนที่เฉพาะลงในกฎของฮับเบิล: ^{[ 51 ]}

${\displaystyle v_{\text{total}}=H_{0}d+v_{\mathrm {pec} }}$

การเคลื่อนที่นี้อาจทำให้เกิดความสับสนเมื่อดูสเปกตรัมของดวงอาทิตย์หรือกาแล็กซี เนื่องจากค่าเรดชิฟต์ที่คาดการณ์ไว้ตามกฎฮับเบิลแบบง่ายจะถูกบดบังด้วยการเคลื่อนที่ที่ผิดปกติ ตัวอย่างเช่น รูปร่างและขนาดของกระจุกดาวเวอร์โกเป็นเรื่องที่นักวิทยาศาสตร์ให้ความสนใจอย่างมากเนื่องจากความเร็วที่ผิดปกติของกาแล็กซีในกระจุกดาวมีขนาดใหญ่มาก^{[ 52 ]}

เช่นเดียวกับที่ดาวเคราะห์สามารถถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงกับดาวฤกษ์ได้ ดาวฤกษ์คู่ก็สามารถโคจรรอบกันและกันได้เช่นกัน ดาวคู่บางดวงเป็นดาวคู่ที่มองเห็นได้ หมายความว่าสามารถสังเกตเห็นการโคจรรอบกันและกันผ่านกล้องโทรทรรศน์ได้ อย่างไรก็ตาม ดาวคู่บางดวงอยู่ใกล้กันมากเกินไปจนไม่สามารถแยกแยะได้ [ ^{53 ] เมื่อ}มองดาวทั้งสองดวงนี้ผ่านสเปกโทรเมตร จะแสดงสเปกตรัมแบบผสม: สเปกตรัมของดาวแต่ละดวงจะถูกรวมเข้าด้วยกัน สเปกตรัมแบบผสมนี้จะตรวจจับได้ง่ายขึ้นเมื่อดาวทั้งสองมีความสว่างใกล้เคียงกันและมีประเภทสเปกตรัมที่ แตกต่างกัน ^{[ 54 ]}

ระบบ ดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกยังสามารถตรวจจับได้เนื่องจากความเร็วเชิงรัศมี ของพวกมัน เนื่องจากพวกมันโคจรรอบกัน ดาวดวงหนึ่งอาจเคลื่อนที่เข้าหาโลกในขณะที่อีกดวงหนึ่งเคลื่อนที่ออกไป ทำให้เกิดการเลื่อนแบบดอปเปลอร์ในสเปกตรัมรวมระนาบวงโคจรของระบบกำหนดขนาดของการเลื่อนที่สังเกตได้: หากผู้สังเกตมองตั้งฉากกับระนาบวงโคจร จะไม่มีความเร็วเชิงรัศมีที่สังเกตได้^{[ 53 ] [ 54 ]}ตัวอย่างเช่น คนที่มองม้าหมุนจากด้านข้างจะเห็นสัตว์เคลื่อนที่เข้าหาและออกไปจากพวกเขา ในขณะที่หากพวกเขามองจากด้านบนโดยตรง พวกเขาจะเคลื่อนที่เฉพาะในระนาบแนวนอนเท่านั้น

ดาวเคราะห์ดาวเคราะห์น้อยและดาวหางล้วนสะท้อนแสงจากดาวฤกษ์แม่และปล่อยแสงของตัวเองออกมา สำหรับวัตถุที่เย็นกว่า เช่น ดาวเคราะห์และดาวเคราะห์น้อย ในระบบสุริยะการปล่อยแสงส่วนใหญ่จะอยู่ในช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรดที่เรามองไม่เห็น แต่สามารถวัดได้เป็นประจำด้วยเครื่องสเปกโตรมิเตอร์สำหรับวัตถุที่ล้อมรอบด้วยก๊าซ เช่น ดาวหางและดาวเคราะห์ที่มีชั้นบรรยากาศ การปล่อยและการดูดกลืนแสงเพิ่มเติมจะเกิดขึ้นที่ความยาวคลื่นเฉพาะในก๊าซ ทำให้สเปกตรัมของก๊าซปรากฏบนสเปกตรัมของวัตถุที่เป็นของแข็ง ในกรณีของโลกที่มีชั้นบรรยากาศหนาหรือมีเมฆหรือหมอกปกคลุมอย่างสมบูรณ์ (เช่นดาวเคราะห์ยักษ์ ทั้ง สี่ วีนัสและไททันดวงจันทร์บริวารของดาวเสาร์ ) สเปกตรัมส่วนใหญ่หรือทั้งหมดเกิดจากชั้นบรรยากาศเพียงอย่างเดียว^{[ 55 ]}

แสงสะท้อนของดาวเคราะห์มีแถบการดูดกลืนเนื่องจากแร่ธาตุในหินที่มีอยู่ในวัตถุที่เป็นหิน หรือเนื่องจากธาตุและโมเลกุลที่มีอยู่ในชั้นบรรยากาศ จนถึงปัจจุบัน มีการค้นพบ ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ มากกว่า 3,500 ดวง ซึ่งรวมถึงดาวเคราะห์ประเภทที่เรียกว่าHot Jupiterและดาวเคราะห์ที่คล้ายโลก การใช้สเปกโทรสโกปีทำให้สามารถค้นพบสารประกอบต่างๆ เช่น โลหะอัลคาไล ไอน้ำ คาร์บอนมอนอกไซด์ คาร์บอนไดออกไซด์ และมีเทน^{[ 56 ]}

ดาวเคราะห์น้อยสามารถจำแนกออกเป็นสามประเภทหลักตามสเปกตรัม ประเภทดั้งเดิมถูกสร้างขึ้นโดย Clark R. Chapman, David Morrison และ Ben Zellner ในปี 1975 และได้รับการขยายเพิ่มเติมโดยDavid J. Tholenในปี 1984 ในสิ่งที่ปัจจุบันเรียกว่าการจำแนกประเภท Tholenนั้น ดาวเคราะห์ น้อยประเภท Cประกอบด้วยวัสดุคาร์บอน ดาวเคราะห์น้อยประเภท Sประกอบด้วยซิลิเกต เป็นหลัก และดาวเคราะห์น้อยประเภท Xเป็น 'โลหะ' มีการจำแนกประเภทอื่นๆ สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่ผิดปกติ ดาวเคราะห์น้อยประเภท C และ S เป็นดาวเคราะห์น้อยที่พบได้บ่อยที่สุด ในปี 2002 การจำแนกประเภท Tholen ได้รับการ "พัฒนา" เพิ่มเติมไปเป็นการจำแนกประเภท SMASSโดยขยายจำนวนประเภทจาก 14 เป็น 26 เพื่อรองรับการวิเคราะห์สเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อยที่แม่นยำยิ่งขึ้น^{[ 57 ] [ 58 ]}

สเปกตรัมของดาวหางประกอบด้วยสเปกตรัมแสงอาทิตย์ที่สะท้อนจากเมฆฝุ่นที่ล้อมรอบดาวหาง รวมทั้งเส้นการปล่อยจากอะตอมและโมเลกุลของก๊าซที่ถูกกระตุ้นให้เกิดการเรืองแสงโดยแสงอาทิตย์และ/หรือปฏิกิริยาเคมี ตัวอย่างเช่น องค์ประกอบทางเคมีของดาวหาง ISON ^{[ 59 ]}ถูกกำหนดโดยสเปกโทรสโกปีเนื่องจากเส้นการปล่อยที่โดดเด่นของไซยาโนเจน (CN) รวมทั้งอะตอมคาร์บอนสองและสามอะตอม (C ₂และ C ₃ ) ^{[ 60 ]}ดาวหางที่อยู่ใกล้เคียงยังสามารถมองเห็นได้ในรังสีเอกซ์ เนื่องจากไอออนลมสุริยะที่บินไปยังโคมาถูกทำให้เป็นกลาง ดังนั้นสเปกตรัมรังสีเอกซ์ของดาวหางจึงสะท้อนถึงสถานะของลมสุริยะมากกว่าสถานะของดาวหาง^{[ 61 ]}