El diagrama anterior es un esquema de un espectrógrafo astronómico típico que básicamente replica el famoso experimento de Newton usando un prisma de vidrio para dispersar la luz solar en sus colores constituyentes: un espectro. Así demostró que la luz solar (blanca) está compuesta de colores violeta, azul, verde, amarillo, naranja y rojo.
Para producir espectros de estrellas más débiles que el sol, se requiere un telescopio grande para recoger primero suficiente luz en el punto focal del espejo / lente primario y pasarla a través de una ranura estrecha y afilada. Una lente / espejo colimador produce un haz de luz paralelo que se dispersa por una rejilla (de reflexión) en lugar del prisma de vidrio de Newton porque se absorbe demasiada luz al pasar a través del vidrio (y también se dispersa o se extiende de manera desigual). Finalmente, una lente / espejo de cámara enfoca imágenes dispersas de la hendidura en un detector (película fotográfica en el pasado pero ahora principalmente en matrices CCD). Un espectro detallado de la luz solar a través de tal espectrógrafo se ve a continuación.
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Al igual que el espectro de prismas de Newton, nuevamente todos los colores están presentes. Pero ahora también aparecen líneas oscuras estrechas (imágenes de la hendidura) en ciertos lugares, revelando que en posiciones precisas a lo largo del espectro, la luz ha sido eliminada o absorbida. Llamadas líneas de Fraunhofer (según el científico alemán que las descubrió por primera vez), varias de estas líneas de absorción pueden asociarse con elementos específicos: por ejemplo, las líneas etiquetadas C y F revelan la presencia de hidrógeno (H). Las dos líneas D (o doblete) son indicativas de sodio (Na).
Por lo tanto, un espectro ayuda inmediatamente a determinar:
(1) composición química de los gases en las atmósferas de las estrellas, donde se emite luz;
(2) velocidad de las estrellas porque el efecto Doppler desplazará las líneas de absorción desde sus posiciones de reposo (hacia el azul si el movimiento es hacia nosotros o hacia el rojo si está lejos de nosotros);
(3) la velocidad de rotación de una estrella según la apariencia “engordada” o ampliada de la línea de absorción;
(4) temperatura de la superficie de una estrella midiendo qué color es el “más brillante”;
Para las estrellas binarias, pueden aparecer dos conjuntos de líneas espectrales y, a partir de sus espectros combinados, se pueden determinar masas de estrellas. Junto con la composición química, la masa de una estrella es el factor más importante para determinar cómo evoluciona una estrella de una joven protostar a varios “estados de muerte”, como una enana blanca, una estrella de neutrones o incluso convertirse en un agujero negro.
