天文学者が望遠鏡をのぞくと、そこには何十億という星が見えます。 どのようにして彼らはそれら全ての星を理解しているのでしょうか？ どのようにして彼らは星を分類し、どの星が一般的で、どの星が珍しいかを 区別しているのでしょうか？ また、最も重要なことは、彼らはその星のタイプをどのように用いて 有用な情報を引き出しているのか？、ということです。
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あなたが既に星の色についてのプロジェクトを 終了しているのならば、 異なる色をもつ星は異なる温度を持っている、という星についての ひとつの理解を得ているでしょう。 星の色についてのプロジェクトでは、 いくつかの星について、熱放射の曲線を見ました。 そして、その曲線がピークとなる波長を見つけて、 星の温度を計算しました。
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しかし、星のピークの波長が私たちが観測する スペクトルの外に出てしまった場合には どうするのか、ということを疑問に思うかもしれません。 非常に高温の星では、ピークの波長が紫外線の領域に 入ってしまうでしょうし、非常に低温の星では ピークの波長が赤外線の領域になってしまうでしょう。 このように、たとえピークの波長が短すぎたり長すぎたりして 見えなくなったとしても、 スペクトルから星の温度を求める何か別の方法があるのでしょうか？
幸運にも、そのような方法はあります。
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もし熱放射だけが星からの光の源だとすると、 星のスペクトルはとても滑らかな曲線になります。 しかしながら、実際に観測されるスペクトルは下にあるように 山（輝線）と谷（吸収線）の連続になっていて、 これは、原子どうしのランダムな衝突以外のプロセスによる 放射や吸収をうけた、「非熱的」な放射があることを意味しています。 次のセクションでは、このプロセスが何であるかを学ぶ事にします。
下にあるスペクトルは、SDSSのデータベースからのものですが、 これは典型的な星のスペクトルの例です。
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山や谷の多くにしるしがついています。 これらのしるしのいくつかは元素の記号であることがわかるでしょう。
それぞれの星は山や谷の固有のパターンを持っていて、 これらのパターンは星の「スペクトル型」としてグループ分けされています。 伝統的なスペクトル型は O, B, A, F, G, K, M という文字で表されます (また、いくつかの新しいスペクトル型がここ2、3年の間に 加えられました。さらに今後も増えるかも知れません！)。
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