, вполне могут быть выявлены спектральным анализом.
Определение относительного состава различных элементов в атмосферах звезд по фраунгоферовым линиям поглощения требует чрезвычайной точности. Для этого надо, чтобы спектральный материал был самого высокого качества, причем очень важно, чтобы спектр на пластинке был достаточно растянут (то есть получен с большой дисперсией); в этом случае последующие измерения можно проводить с большей точностью. Затем спектральная информация переводится в графическую форму или форму, удобную для вычислительной машины. Такой перевод осуществляется путем измерения меняющейся интенсивности узкого пучка света лазера, падающего на передвигаемую с постоянной скоростью поперек луча фотопластинку. Для каждого элемента строятся профили линий, то есть кривые зависимости интенсивности от длины волны в окрестностях данной линии. Солнечные линии водорода имеют глубокий и широкий профиль, в то время как многочисленные линии железа — узкие и мелкие. Получить из таких профилей количественную информацию — целое искусство.
Легкость образования спектральной линии для разных элементов различна. Профиль линии, который можно рассматривать как основной источник информации о содержании элемента, является функцией относительного содержания, температуры, давления и атомных параметров. Влияние электронных энергетических уровней можно рассчитать или определить путем лабораторных наблюдений. По существу, здесь учитывается тот очевидный факт, что в атомах некоторых элементов (например, натрия, кальция и железа) внешние электроны организованы так, что поглощение происходит с большой вероятностью, тогда как другие атомы (классический пример — гелий) поглощают плохо. После того как влияние атомной структуры учтено, можно обратиться к нахождению температуры и относительного содержания. Температуру можно определить без особого труда. Ведь, в конце концов, она одинакова для всех элементов. Тогда из основных неизвестных параметров останется только относительное содержание.
Солнечные и звездные спектроскописты все еще вынуждены проделывать различные манипуляции с огромным числом переменных. Большая часть информации для звезд получена путем детального анализа профилей линий. Для Солнца вместо такой сложной процедуры используется модель атмосферы. По существу, построение модели представляет собой моделирование солнечной атмосферы при помощи вычислительной машины, которая решает уравнения переноса излучения во внешнем более холодном слое солнечной атмосферы. Для различных физических условий могут быть построены обобщенные профили линий. Относительное содержание элементов определяется путем сопоставления расчетных и наблюдаемых профилей. Модель стандартной солнечной атмосферы сейчас широко используется при расчетах на электронно-вычислительных машинах, но в звездной астрономии эта методика пока не очень развита.