La espectroscopía astronómica utiliza la luz para estudiar la composición, el movimiento y las propiedades de los objetos celestes.La espectroscopía astronómica es la técnica que dispersa la luz de los objetos celestes en sus longitudes de onda componentes, revelando una gran cantidad de información invisible al ojo desnudo. Cada elemento y molécula deja un patrón único de líneas de absorción o emisión en un espectro, lo que permite a los astrónomos determinar la composición química de estrellas, galaxias y nebulosas. El corrimiento Doppler de estas líneas revela la velocidad a la que los objetos se acercan o se alejan de nosotros, y su ensanchamiento puede indicar temperatura, presión y campos magnéticos.
Los cimientos se establecieron en el siglo XIX con Joseph von Fraunhofer, quien mapeó las líneas oscuras del espectro solar, y con Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen, quienes demostraron que cada elemento tiene una firma espectral única. Los primeros espectros estelares se obtuvieron en la década de 1860.
La luz de un telescopio se hace pasar por un espectrógrafo, que utiliza un prisma o una rejilla de difracción para dispersar la luz en un espectro. El espectro resultante se registra en un detector CCD. Al comparar las longitudes de onda observadas de líneas espectrales conocidas con los valores de laboratorio, los astrónomos pueden medir corrimientos al rojo, abundancias químicas e incluso la presencia de campos magnéticos mediante el efecto Zeeman.
Esencial para medir la expansión del universo (mediante el corrimiento al rojo), encontrar exoplanetas (mediante la velocidad radial) y clasificar las estrellas por su tipo espectral.
El elemento helio fue descubierto en 1868 en el espectro del Sol antes de que se encontrara en la Tierra.
| j_n | variable | Spherical Bessel function of order n — spherical bessel function |
| x | variable | Radial argument (often kr) — dimensionless argument |
| J_{n+1/2} | variable | Ordinary Bessel function of half-integer order — bessel function |
