Астрономическая спектроскопия использует свет для изучения состава, движения и свойств небесных объектов.Астрономическая спектроскопия — это метод разложения света от небесных объектов на составляющие его длины волн, что раскрывает множество информации, невидимой невооружённым глазом. Каждый элемент и молекула оставляют уникальный узор линий поглощения или излучения в спектре, что позволяет астрономам определять химический состав звёзд, галактик и туманностей. Доплеровское смещение этих линий показывает, как быстро объекты движутся к нам или от нас, а их уширение может указывать на температуру, давление и магнитные поля.
Основы были заложены в XIX веке Йозефом фон Фраунгофером, который нанёс на карту тёмные линии в солнечном спектре, и Густавом Кирхгофом и Робертом Бунзеном, показавшими, что каждый элемент имеет уникальную спектральную сигнатуру. Первые спектры звёзд были получены в 1860-х годах.
Свет от телескопа пропускается через спектрограф, который использует призму или дифракционную решётку для разложения света в спектр. Полученный спектр регистрируется на ПЗС-детекторе. Сравнивая наблюдаемые длины волн известных спектральных линий с лабораторными значениями, астрономы могут измерять красное смещение, химический состав и даже наличие магнитных полей через эффект Зеемана.
Необходим для измерения расширения Вселенной (через красное смещение), поиска экзопланет (через лучевую скорость) и классификации звёзд по их спектральному типу.
Элемент гелий был открыт в 1868 году в спектре Солнца, прежде чем его нашли на Земле.
| j_n | переменная | Сферическая функция Бесселя порядка n — spherical bessel function |
| x | переменная | Радиальный аргумент (часто kr) — dimensionless argument |
| J_{n+1/2} | переменная | Обычная функция Бесселя полуцелого порядка — bessel function |
