* Composizione: Ogni elemento ha un'impronta digitale spettrale unica, il che significa che emette e assorbe la luce a lunghezze d'onda specifiche. Analizzando le linee spettrali presenti nella luce di un oggetto, gli astronomi possono determinarne la composizione chimica.
* Temperatura: L'intensità e la larghezza delle linee spettrali sono correlate alla temperatura del gas di emissione/assorbimento. Gli oggetti più caldi emettono più luce a lunghezze d'onda più brevi, portando a schemi specifici in linee spettrali.
* Velocità: L'effetto Doppler fa sì che le linee spettrali si spostano verso lunghezze d'onda più brevi (Blueshift) quando un oggetto si muove verso di noi e verso lunghezze d'onda più lunghe (spostamento verso il rosso) quando si sta allontanando. Ciò consente agli astronomi di determinare la velocità radiale di stelle, galassie e altri oggetti celesti.
* Campi magnetici: L'effetto Zeeman divide le linee spettrali in presenza di un campo magnetico. L'analisi di questa scissione consente agli astronomi di misurare la forza e la direzione dei campi magnetici nelle stelle e in altri oggetti.
* Pressione e densità: La larghezza delle linee spettrali può anche essere influenzata dalla pressione e dalla densità del gas di emissione. Ciò consente agli astronomi di studiare le condizioni in atmosfere stellari e nuvole interstellari.
* Rotazione: L'ampliamento delle linee spettrali dovute alla rotazione consente agli astronomi di determinare i tassi di rotazione di stelle e pianeti.
* Distanza: Alcune linee spettrali, in particolare quelle associate a elementi specifici come l'idrogeno, sono usate per determinare la distanza da galassie distanti attraverso una tecnica chiamata "spostamento verso il rosso".
In breve, le linee spettrali forniscono un potente strumento per comprendere le proprietà fisiche degli oggetti celesti, il loro movimento e la loro evoluzione. Sono essenziali per molte aree della ricerca astronomica.
