чем отличаются спектры полученные от дифракционной решётки и призмы?

ну стыдно не знать

В спектрах астрономических объектов могут наблюдаться как эмиссионные линии, так и линии поглощения. Эмиссионные линии излучает прозрачный горячий газ, в то время как линии поглощения образуются в атмосферах звёзд благодаря поглощению и рассеянию света атомами различных химических элементов, присутствующих в атмосферах. Интенсивность линий того или иного элемента зависит от целого ряда факторов и не всегда отражает относительное количество этого элемента в источнике.
Анализ спектров дает основную информацию о физическом состоянии вещества, ответственного за появление линий.
Классический способ получения спектра связан с использованием диспергирующих элементов – призм или дифракционных решёток, после прохождения которых лучи различных длин волн испытывают различное отражение или преломление и расходятся под некоторым углом друг к другу. Объектив, расположенный на пути этих лучей, создаёт изображение спектральной полоски, содержащей линии, каждая из которых имеет определенную длину волны.
Спектр характеризуется величиной дисперсии, спектральным интервалом зарегистрированного участка и спектральной разрешающей способностью. Последнюю можно определить как минимальное расстояние (в ангстремах) между близкими тонкими линиями, при котором их еще можно уверенно разделить на спектрограмме.
Дисперсия выражается в единицах ангстрем/мм и численно равна тангенсу угла наклона касательной (на данном значении длины волны) к дисперсионной кривой (так называют линию , связывающую длину волны  и линейную координату x вдоль спектра). Для спектра, полученного дифракционным спектрографом, зависимость (x) почти линейна, а для света, прошедшего через призму, линейная дисперсия описывается более сложной формулой:

;

поэтому дисперсионная кривая призменного спектрографа сильно отличается от прямой. Здесь  — фокусное расстояние объектива спектрографа,  — угловая дисперсия,  и  — постоянные величины.
Призменные спектрографы в астрономии давно не используются. Но для «массового» обзора спектров звёзд или галактик и для поисковых задач получают фотографии спектров низкого спектрального разрешения с помощью призмы, расположенной перед объективом, или объективной призмы. Спектры с большей дисперсией и высокой разрешающей способностью получают с помощью щелевого спектрографа с дифракционной решёткой.
При фотографической регистрации спектров звёзд, учитывая невысокий динамический диапазон фотоэмульсии, для увеличения информативности изображения спектральную полоску обычно искусственно расширяют. Для этого при фотографировании спектра во время экспозиции источник сдвигают по направлению, перпендикулярному дисперсии. При фотографировании протяжённого объекта (например, Солнца) необходимость в расширении спектра отпадает. При регистрации света линейным приёмником излучения расширение спектров также не производится.
Цель задачи
В настоящей задаче предстоит ознакомиться со спектрами звёзд различных спектральных классов, Солнца и газовой туманности, полученными на различных инструментах, а также овладеть методикой отождествления спектральных линий.
Для выполнения задачи потребуются: спектры, полученные как с объективной призмой, так и со щелевым спектрографом, просмотровый столик с линзой, и измерительный микроскоп (любой). Возможно также использование спектров в электронной форме.
Порядок выполнения работы
1. Работа с фотопластинкой, полученной с объективной призмой.
На пластинке, полученной с объективной призмой, найти спектры звезд различных спектральных классов и отождествить наиболее заметные спектральные линии. Для этой цели следует сравнить вид спектра с фотографиями спектров, приведёнными в Атласе звёздных спектров.
На рис.1 приведены характерные спектры звёзд ранних классов. Хорошо видны линии бальмеровской серии водорода, линии ионизованного и нейтрального гелия, а также линии ионизованных металлов.
На рис.2 изображены характерные спектры звёзд класса А. Видны сильные линии бальмеровской серии водорода и ионов кальция, магния и железа. Линии CaII усиливаются при переходе к более позднему спектральному классу.

На рис.3 представлены спектры звезд класса F. Линии ионизованного кальция усиливаются, водорода ослабляются, появляется полоса G, линия нейтрального кальция λ=4226Å и другие линии нейтральных металлов.
  После отождествления линий, для любой звезды с хорошо заметными линиями в спектре следует измерить их положение и построить дисперсионную кривую. Оценить дисперсию в области линии Н.
При наличии на пластинке изображения газовой туманности (указывается преподавателем) требуется отождествить основные линии в нем. Для отождествления спектральных деталей воспользоваться изображением эмиссионного спектра любой планетарной туманности. Критерием правильности отождествления будет служить совпадение дисперсионной кривой, измеренной по эмиссионным линиям туманности, с дисперсионными кривыми, измеренными по линиям поглощения в спектрах звёзд на той же фотопластинке.
2. Отождествление линий в спектре, полученном с дифракционным спектрографом.
Рассматривая спектр звезды, полученный с дифракционным спектрографом, нужно отождествить наиболее заметные спектральные линии и определить спектральный класс данной звезды.
Сопоставляя линейную координату линий (по отсчётам микроскопа) и их длину волны, необходимо получить дисперсионную кривую и оценить дисперсию спектра.
3. Отождествление линий солнечного спектра.
Длины волн спектральных линий определяются путем сравнения спектрограммы с фотографией солнечного спектра, на которой отмечены длины волн наиболее заметных линий. Нужно отождествить несколько наиболее заметных линий и указать примерный диапазон длин волн в представленном спектре.
Результаты
Должны быть представлены дисперсионные кривые предложенных спектров звёзд, Солнца, планетарной туманности, с указанием химических элементов, которым принадлежат наиболее заметные линии. По указанию преподавателя, оценить спектральные классы выбранных звезд.
Необходимо научиться определять спектральный класс звезды по виду её спектра.
Примеры контрольных вопросов
Каковы основные особенности спектров звезд различных спектральных классов?
Чем физически обусловлены  различия между спектрами звезд? Что характеризует спектральный класс? Каковы различия между спектрами звезд карликов и гигантов?
Почему спектр газовой туманности так разительно отличается от спектров звезд?.
Литература
Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М.: Наука, 1977, с. 123-139,
156-158, 284-292.
Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М.: Наука, 1979, с. 124-133, 353-355.
Костякова Е.Б. Физика планетарных туманностей. § 3. М., Наука, 1982.
Бычков К.В. Теория спектральной классификации http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/ob_astrofiz.html

ну во первых они выглядят по разному :)
во вторых получаются за счет разных явлений.
тот что от призмы, называется дисперсионным спектром. От названия явления - дисперсия.
ну а первый от дифракции, как следует из названия :)

интенсивностью скорее всего...