恆星化學組成測定方法

恆星化學組成測定方法是測定恆星化學成分的科學方法。是天體物理學的基本方法。主要用光譜分析及理論分析的方法。在恆星深處，高溫高壓氣體能發出連續光譜;它們的表面卻被一層溫度較低的大氣包圍著，當內部發出的光線，穿過這些較冷大氣時，這些較冷大氣的諸元素，便吸收了它們各自所能發射的特有光線，使得在連續光譜中，相應波長位置處形成暗線。因此 ，只要拍攝下恆星的光譜，將其中的暗線光譜，與各元素的特徵譜線相對照，測出其波長，即可斷定該恆星上存在何種元素。這樣得到的是恆星外部的化學成分，要想知道恆星內部的化學組成，還要加上理論分析等手段。

正常恆星外部的化學組成與太陽差不多，最豐富的化學元素是氫，其次是氦、氧、碳、氮等。以太陽為例，如按質量計，氫占71%，氦占26.5%，其它元素總計占2.5%。按原子數目計，全部金屬原子加起來也只有氫的萬分之一。在太陽大氣中已確定的元素有69種。但是，也有一部分恆星大氣的組成與太陽不同，例如沃爾夫—拉葉星，就有含碳豐富和含氮豐富之分。而在金屬線星和A型特殊星中，若干金屬元素和超鈾元素的譜線特彆強。但這是否意味著這些元素含量高，則還是一個沒有解決的問題。理論研究表明，在演化過程中隨著熱核反應的演變，恆星內部的化學組成也會發生變化，重元素的含量將逐漸增多，然而恆星大氣的化學組成一般卻變化不大。