Астрофизиката изучава строежа, физичните свойства и химичния състав на космическите обекти. Този сравнително млад дял на астрономията се развива необичайно бързо. Основа на съвременната астрофизика е методът на спектралния анализ.
Спектър на електромагнитно излъчване
В резултат на определени физични процеси телата излъчват електромагнитни вълни. Всяка вълна се характеризир с дължина на вълната, честота и скорост на разпространение.
Съвкупността от всички излъчвани електромагнитни вълни се нарича спектър на електромагнотното излъчване. Спектърът условно се разделя в зависимост от дължината на вълната на гама-лъчи, рентгенови, ултравиолетови, видими, инфрачервени лъчи и радиовълни. Най-малка дължина на вълната имат гама-лъчите, а най-голяма - радиовълните.
В резултат от взаимодействието на лъчението с частиците на земната атмосфера тя поглъща гама-лъчите, рентгеновите лъчи и голяма част от ултравиолетовите и инфрачервените лъчи. През нея преминават само видимите лъчи и радиовълните. Ето защо с наземни наблюдения ние изучаваме космическите обекти по видимите лъчи и радиовълните, които идват от тях. Едва през последните 1-2 десетилетия с помощта на ракети, балони, космически летателни апарати и от повърхността на Луната стана възможно да се изучават лъченията на космическите обекти в останалата част от спектъра. Така сега се развива например рентгеновата и гама-астрономията.
Топлинно излъчване
Всяко дори слабо нагрято тяло излъчва електромагнитни вълни. При определена стойност на температурата едно тяло излъчва предимно в дадена област на спектъра. При температури под 1000 келвина се излъчват предимно инфрачервени лъчи и радиовълни; при температура 2 000 келвина - червени лъчи от видимата област на спектъра; при 6 000 келвина - жълтозелени; над 10 000 келвина - сини, виолетови и ултравиолетови, а при много висока температура и рентгенови лъчи.
Най-прости са законите, на които се подчинява на така нареченото абсолютно черно тяло. Това е тяло, което поглъща изцяло попадналото върху него електромагнитно лъчение. Излъчваното електромагнитно лъчение от абсолютно черното тяло зависи от температурата, до която е нагрято тялото, и не зависи от състава и строежа му.
Съгласно закона на Стефан - Болцман, количеството електромагнитна енергия Е, излъчено за единица време от единица повърхност на абсолютно черното тяло (мощта на излъчването) е пропорционално на четвъртата степен на температурата на тялото.
Спектърът на лъчението на абсолютно черното тяло съдържа електромагнитни вълни с всички дължини. Разпределението на общата енергия Е, излъчена за единица време от единица площ, по различните дължини в спектъра се дава с кривата на Планк. Тази крива зависи само от температурата. При увеличение на температурата се увеличава площта, която кривата загражда и максимумът ѝ се премества към по-малките дължини на вълните.
Излъчване на реалните тела. Непрекъснат и линеен спектър
Кривата на Планк описва излъчването само на идеално абсолютно черно тяло. Излъчването на реалните тела се отличава понякога съществено от това на абсолютно черно тяло. Спектърът на тези тела зависи освен от температурата, от физическото им състояние и химичния състав. Така например излъчването на дебел слой от газ е близко до това на абсолютно черно тяло, тоест кривата на излъчваната от него енергия в зависимост от дължината на вълната е близка по себестойност. Спектърът на електромагнитното лечение на такова тяло е непрекъснат. Ако пред тяло, излъчващо непрекъснат спектър, поставим газ с по-ниска температура от тази на тялото, в непрекъснатия спектър се появяват тъмни, абсорбционни линии. Те се появяват поради поглъщане на енергия от атомите на по-хладния газ. Дължините на вълните, които съответстват на тези линии, зависят от вида на атомите и йоните, от които се състои поглъщащият газ. Непрекъснатият спектър с тъмни линии се нарича линеен абсорбционен спектър. Такива са спектрите на огромното болшинство от звездите, включително и Слънцето. Тъмните линии в спектъра на Слънцето са наблюдавани за пръв път от немския учен Фраунхофер през 1814 г.
Разредените газове (например газовите мъглявини в нашата Галактика) имат излъчване, което е съсредоточено в тесни участъци от спектъра с определена дължина на вълната - ярки спектрални линии, разделени от тъмни ивици. Разположението и количеството на тези линии зависи от химичния състав и плътността на излъчващия газ. Такъв спектър се нарича линеен емисионен спектър. Спектрите на космическите обекти могат да бъдат непрекъснати, абсорбционни или емисионни. Изучаването на непрекъснатия спектър дава възможност да се получи представа за температурата, плътността и количеството на излъчващото газово вещество на космическия обект. Изучаването на спектралните линии - абсорбционни и емисионни - дава възможност да се изучи освен химичният състав на излъчващото вещество на космическия обект, също така неговата температура, налягане, движение и други.
Спектрите на космическите тела се изучават с така наречените спектрографи - уреди, които разлагат светлината в спектър и го фотографират. Те се поставят на мястото на окуляра на телескопите. Колкото по-голям е диаметърът на обектива на един телескоп, толкова по-добре може да се изследва спектърът на дадено космическо тяло.
Ефект на Доплер
Ако разстоянието между излъчващия космически обект и наблюдателя се изменя, скоростта на относителното движение има компонента върху правата, съединяваща обекта и наблюдателя (зрителния лъч). Тя се нарича лъчева или радиална скорост. Тя може да бъде измерена по ефекта на Доплер, който се състои в следното: Когато линиите в спектъра на излъчващия обект се преместват към по-голяма дължина на вълната (към червения край на видимия спектър), а когато намалява - към по-малка (към виолетовия край на видимия спектър).
Доплеровият ефект играе важна роля в астрофизиката, тъй като въз основа на измерване на положението на спектралните линии можем да съдим за движението на космическите тела.