Астрономы исследуют спектры Солнца, звезд, планет, комет, так как по спектрам можно многое узнать. В самом простом случае, спектр получают так. Свет пропускают сквозь узкую щель, за которой стоит преломляющая свет призма, за призмой - экран или глаз наблюдателя. Если источник света излучает свет всех длин волн, спектр выглядит как непрерывная полоса, плавно меняющая свой цвет от одного края до другого, от красного цвета до фиолетового. Эта полоса - бесчисленная череда изображений щели, через которую прошел свет, по-разному отклоненный призмой. Такой вид спектра называется непрерывным. Лампа накаливания как раз обладает таким спектром.

Если испарить маленькую частицу вещества, затем нагреть, чтобы этот газ светился, и получить спектр такого света, то мы увидим не сплошную полосу, а набор отдельных линий (изображений щели), соответствующих определенным длинам волн. Причем, каждому веществу соответствует свой и только свой набор таких линий. По набору их можно определить, что за вещество излучает свет. На этом основан спектроскопический химический анализ. Если вещество, к примеру, состоит из смеси газов кислорода и азота, то в спектре этого газа будут только линии, присущие кислороду и азоту. Такой вид спектра называется линейчатым спектром излучения. Им обладает, например, свет ртутной лампы. Линии в спектрах элементов и веществ имеют свои обозначения, например весьма употребительно в этой энциклопедии название Альфа-линии в спектре водорода. Это красная линия, в лучах соответствующей длины волны активно изучает водород газопылевых облаков.

Холодный же газ не испускает свет, а поглощает его, причем, только свет тех длин волн, которые присущи этому газу, то есть как раз тех, линии которых мы могли бы увидеть в его спектре излучения. Если между нами и источником, дающим непрерывный спектр, поместить холодный газ, то на фоне непрерывного спектра мы увидим ряд темных линий - линий поглощения. Так же как по спектрам излучения, по таким спектрам можно узнать о химическом составе газа, только уже холодного. По интенсивности линий в спектре излучения и степени затемнения линий в спектре поглощения можно судить о количестве того вещества, которому присущи эти линии. Все звезды, по ряду причин, изначально испускают непрерывный спектр. Однако, в более холодных звездных атмосферах свет частично поглощается, и спектр звезд получается в виде непрерывного с линиями поглощения - линейчатого спектра поглощения. По этим спектрам астрономы узнают о химическом составе звезд. Солнечный свет, спектр которого хорошо изучен, отражается от атмосфер и поверхностей планет, претерпевая в них частичное поглощение. По изменениям в спектре отраженного планетой света по сравнению с солнечным судят о химическом составе планетных атмосфер и их поверхностей. По спектрам судят о химическом составе хвостов и ядер комет, поверхностей тел Солнечной системы, облаков межзвездных пыли и газа.

Спектр позволяет определить и температуры небесных тел. При разных температурах мощность светового излучения по-разному распределяется по длине спектра. Чем поверхность звезды холоднее, тем больше максимум ее излучения сдвигается к области красного света, и наоборот. По температурному принципу спектры звезд разделены на несколько типов - спектральных классов. Вот названия классов от самых горячих звезд к самым холодным: O, B, A, F, G, K, M. Есть забавные слоганы для запоминания этой нетривиальной последовательности по первым буквам слов:

Эффект Доплера вызывает синее или красное смещение темных линий в спектре. Напомним, что красный свет соответствует большим длинам волн, синий - малым. В случае приближения к нам светящегося объекта световые волны укорачиваются (звезда становится более синей), в случае удаления - световые волны удлиняются (звезда становится более красной). Эдвин Хаббл вывел эмпирическую (опытную) зависимость скорости удаления галактик от расстояния до них. Чем дальше от нас находится галактика, тем больше красное смещение в ее спектре, тем быстрее она удаляется от нас. Изучая спектры и красное смещение далеких галактик, астрономы узнают расстояния до них. Для дальних звездных систем - это почти единственный способ на сегодня.

По тем же смещениям определяется скорость звезд и направление их движения - к нам или от нас. Скорость вращения звезд тоже известна нам благодаря спектрам. Диаметрально противоположные части звезд двигаются в противоположных направлениях, что отражается на линиях в спектре - они утолщаются. По толщине линий и определяется скорость вращения: чем толще, тем быстрее.

По колебаниям линий спектра можно определить наличие планет у звезды. Если линии в спектре раздваиваются и совершают периодические колебания, это может означать, что звезда является двойной. Если двойственность такой пары не различима в телескоп, такие звезды называют спектроскопически-двойными.

Приборы для фотографирования спектров называются спектрографами. Их вместо окуляра используют с телескопами. Приборы, которые непосредственно позволяют глазом видеть спектр, называются спектроскопами. Наконец, приборы, которые проводят измерение спектра, называют спектрометрами.

В завершение, хочется отметить, что астрономы изучают не только спектр видимого света, но и всех других длин волн электромагнитного излучения. О его видах читайте в следующем разделе.