طريقة طيفية لقياس نسب الديوتيريوم إلى الهيدروجين في الأجرام الفلكية.قياس طيف وفرة الديوتيريوم هو تقنية لقياس نسبة الديوتيريوم (الهيدروجين الثقيل، الذي يحتوي على نيوترون في نواته) إلى الهيدروجين العادي في الأجرام الفلكية. نظرًا لأن الديوتيريوم تكوّن في الدقائق الأولى بعد الانفجار العظيم ولا يُدمَّر إلا ولا يُخلَق في العمليات النجمية، فإن وفرته تُعد مؤشرًا حساسًا على الظروف المبكرة للكون وعلى التطور الكيميائي للمجرات والنجوم والأنظمة الكوكبية.
طُوِّرت هذه التقنية في منتصف القرن العشرين عندما أصبحت التحليلات الطيفية دقيقة بما يكفي لتمييز التحولات الطفيفة في الأطوال الموجية. وقد أسست القياسات المبكرة للرياح الشمسية والوسط بين النجمي في السبعينيات هذه الطريقة، وأصبحت حجر الزاوية في علم الكونيات بعد التسعينيات عندما سمحت التلسكوبات عالية الدقة بإجراء قياسات في سحب الغاز البعيدة.
تعتمد هذه الطريقة على حقيقة أن الديوتيريوم والهيدروجين يمتصان ويصدران الضوء عند أطوال موجية مختلفة قليلاً بسبب اختلاف كتلتيهما النووية. من خلال تحليل طيف جسم ما—سواء كانت خطوط امتصاص لكوازار بعيد، أو غلاف نجمي، أو هالة مذنب—يمكن لعلماء الفلك قياس القوة النسبية للسمات الطيفية للديوتيريوم والهيدروجين. ثم تُقارن هذه النسبة بالقيمة البدائية التي تنبأت بها التخليق النووي في الانفجار العظيم لاستنتاج مقدار التحول الذي حدث.
تُستخدم لتتبع تاريخ تكوين النظام الشمسي (على سبيل المثال، تحليل المذنبات مثل 3I/ATLAS)، ولدراسة الماء في أغلفة الكواكب الخارجية، ولتقييد النماذج الكونية من خلال قياس وفرة الديوتيريوم البدائية في السحب بين المجرات البعيدة.
وُجد أن المذنب بين النجمي 3I/ATLAS يحتوي على نسبة ديوتيريوم إلى هيدروجين أعلى بـ 14 مرة من محيطات الأرض، مما يشير إلى أنه تكوّن في منطقة شديدة البرودة في نظامه الكوكبي الأم.
| \text{ASD}(f) | متغير | Amplitude spectral density at frequency f — amplitude spectral density per root hertz |
| S(f) | متغير | Power spectral density at frequency f — الكثافة الطيفية للقدرة per hertz |
| f | متغير | Frequency — تردد hertz |
| \sqrt{} | مؤثر | Mathematical operation taking the square root — جذر تربيعي |
| [X/H] | متغير | Logarithmic abundance of element X relative to hydrogen — logarithmic abundance ratio |
| N_X | متغير | Number density of element X — number density reciprocal cubic metre |
| N_H | متغير | Number density of hydrogen — number density reciprocal cubic metre |
| log | مؤثر | Base-10 logarithm — اللوغاريتم |
| [X/Y] | متغير | logarithmic abundance ratio relative to solar — نسبة الوفرة |
| n_X | متغير | number density of element X — number density per cubic metre |
| n_Y | متغير | number density of element Y — number density per cubic metre |
| (n_X/n_Y)_⊙ | متغير | solar ratio of number densities — number density ratio |
| log10 | مؤثر | base-10 logarithm — لوغاريتم أساس 10 |
| A(X) | متغير | Logarithmic abundance of element X — وفرة |
| N_X | متغير | Number density of element X — number density per cubic metre |
| N_H | متغير | Number density of hydrogen — number density per cubic metre |
| log10 | مؤثر | Base-10 logarithm — لوغاريتم أساس 10 |
| α | متغير | Spectral index — مؤشر طيفي |
| s | متغير | Density power-law slope — density slope |

