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恒星大气的光谱分析恒星是宇宙中最为重要的天体之一，它们在宇宙中扮演着至关重要的角色。
而了解恒星的性质、组成和演化过程对于我们研究宇宙的起源和发展，以及地球上生命的起源都至关重要。
在恒星研究中，光谱分析是一种重要的手段，通过对恒星光谱的观测和分析，我们可以获取大量有关恒星的信息。
一、恒星光谱的特点恒星光谱是由恒星的大气层发出的光经过分光仪分离而成的，它呈现出丰富多样的特点。
首先，恒星光谱呈现出连续谱和吸收谱的叠加形式，连续谱由恒星内部温度较高的物质辐射形成，而吸收谱则对应着经恒星大气层后被吸收的光线。
其次，恒星光谱中存在着许多称为吸收线的窄深谱线，这些线由恒星大气层中不同元素的原子或离子通过吸收特定波长的光而形成。
二、光谱分析的原理光谱分析是通过研究和分析恒星光谱中的各种特征线以及连续谱的形态、强度和位置来揭示恒星的性质和组成的。
具体分析时，可以使用分光仪将恒星光谱进行分离，并使用光电倍增管或光电二极管等光谱探测器将分离后的光谱转化为电信号，然后利用计算机等设备对电信号进行处理和分析。
三、光谱分析的应用光谱分析在恒星研究中有着广泛的应用。
首先，通过光谱分析可以确定恒星的光谱类型，根据恒星的光谱类型可以推断出其温度、亮度和质量等基本参数。
其次，光谱分析也可以揭示恒星的化学成分，通过研究吸收线的位置和强度，可以确定恒星大气中存在的各种元素。
此外，光谱分析还可以用于研究恒星的运动状态和演化过程，通过观测光谱线的频移可以推断出恒星的径向速度和自转速度等信息。
四、恒星光谱分析的展望随着科学技术的不断发展，光谱分析在恒星研究中的应用也得到了持续推进。
目前，研究人员通过先进的光谱仪器和数据处理技术，可以对恒星光谱进行更加精确和详细的分析，进一步揭示恒星的内部结构和物理过程。
此外，光谱分析也可以与其他观测手段相结合，如射电观测和X射线观测等，共同探索宇宙中恒星的奥秘。
总结：恒星大气的光谱分析是研究恒星的重要手段之一，通过分析恒星光谱的特征以及各种谱线的形态和位置，可以获得大量关于恒星性质、组成和演化过程的信息。
恒星光谱学的奥秘恒星光谱学是天文学中的一个重要分支，通过研究恒星发出的光谱，揭示了恒星内部构成、化学组成、温度、年龄等许多重要信息。
本文将深入探讨恒星光谱学的奥秘，介绍其基本原理、发展历程以及在天文研究中的应用。
恒星光谱学简介恒星光谱学是通过分析恒星发出的光线的颜色和强度来研究恒星性质的科学。
当恒星发出光线通过其大气层时，不同元素和分子会吸收特定波长的光，形成特征性的光谱线。
这些光谱线可以告诉我们恒星内部的温度、密度、组成等信息。
光谱分析的基本原理恒星的光谱可以分为连续谱、吸收线谱和发射线谱。
连续谱是指在所有波长范围内均有连续的亮度，吸收线谱是在连续谱上出现黑色吸收线，而发射线谱则是在连续谱上出现明亮发射线。
通过观察这些光谱特征，可以推断恒星内部元素的丰度、温度等参数。
光谱分析技术恒星光谱学利用分光仪等设备对恒星发出的光进行分解和记录。
现代天文学已经发展出高精度的光谱分析技术，可以测量出非常细微的光谱特征，并据此推断恒星内部结构和演化过程。
恒星演化与光谱变化恒星从形成到灭亡经历了漫长的演化过程，其光谱特征也会随着演化而变化。
主序星、巨星、超巨星等不同阶段的恒星表现出不同的光谱特征，通过观测和分析这些变化，可以了解恒星内部物质运动和能量释放情况。
恒星参数测量通过恒星光谱学，天文学家可以准确测量恒星的表面温度、扩张速度、自转速度等参数。
这些参数对于研究恒星结构、性质以及宇宙演化具有重要意义。
恒星化学组成研究恒星内部包含了丰富多样的化学元素，这些元素会在恒星表面形成特征性的光谱线。
通过对这些光谱线进行分析，可以推断出恒星内部元素丰度以及化学演化历史。
恒星光谱学在宇宙研究中的应用恒星光谱学不仅可以帮助我们理解单个恒星的性质，还可以用于研究星团、星系等更大尺度结构。
通过对大量恒星光谱数据进行统计和分析，可以揭示宇宙中不同结构形成和演化的规律。
结语恒星光谱学作为天文学中重要的研究手段之一，在揭示宇宙奥秘中起着举足轻重的作用。
关于天文学概论的论文3000字篇一：《天文学概论》期末论文恒星《天文学概论》期末作业之想一想对恒星的认识姓名：舒必成学号：202113020213学院：法学院专业：法学本学期我选修了天文学概论这门课程，通过一学期学习，我收获天文学了很多有关物理学方面的知识，也许是因为星空更为重要谜样就很神秘，充满魅力，指引着我选择专业课程了天文学选修课。
在课堂上，与浩瀚的宇宙的一次次碰撞，一次次惊叹，一次次感慨；与古今思想体系的一点点接触，一点点欣喜，一点点感悟；使我的选修课有感叹，有乐趣，有收获，没有遗憾。
形形色色在老师的引导和种种疑问的追寻下，我对恒星的演化过程进行了一番探究，恒星就像一个长寿的人——再机缘巧合下诞生，倔壮成长后，历练漫长的黄金阶段，接着是膨胀的失婚，最后慢慢的衰老。
所以下面我会从恒星的四个阶段谈谈我对恒星的认识。
一、快速成长的科袋恒星最初诞生宇宙飞船于太空中的外太空尘埃，科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”，其主要成分由氧组成，密度极小，但体积和准确度巨大。
密度足够大的星云在自身引力作用下，不断收缩、温度升高，当温度达到1 000万度时其内部发生热核聚变反应，核聚变成小的结果是把四个氢原子核聚变结合成一个氦原子核，并释放出大量的核工业，形成辐射压，当压力增高到足以和无可自身收缩的引力抗衡时，一颗恒星诞生了。
恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。
通常，正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上产生阴影而楼前被观测到，这被称为包克球。
质量非常小的原恒星不能达到足够开始氢的核融合反应，它们会正式成为棕矮星。
产品质量更高的原恒星，核心的温度可以达到1,000万K，可以开始质子-质子链反应将氢先融合成氘，再融合成氦。
在质量如上所述太阳效率质量的恒星，碳氮氧循环在能量的产生上所贡献了可观的数量。
新诞生的有各种不同的大小和颜色。
光谱类型的范围从高热的蓝色到低温的型态红色，质量则从最低的0.085太阳可靠性到数十倍于太阳可靠性。
天文学中的恒星演化过程研究恒星是宇宙中最基本的存在之一，它们汇集成不同大小、不同质量的恒星团和星系。
在天文学中，研究恒星的演化过程一直是一个热点话题。
恒星演化的过程并不是一直稳定不变的，随着恒星的不同阶段出现，恒星的性质、结构和演化方式也会发生变化。
天文学家通过观测恒星的光谱、亮度、质量、温度等特征，了解恒星的内部结构和演化过程。
下面就从恒星的形成、主序星的演化、红巨星演化、超新星爆炸等方面来介绍恒星演化过程的研究。
一、恒星的形成恒星的形成是一个相对复杂的过程。
通常情况下，恒星的形成是在星云中。
当星云中的核心密度足够高时，引力就越来越强，导致气体坍缩，并且形成恒星。
恒星的形成过程中，物质必须满足角动量守恒和总能量守恒原则。
在这个过程中，恒星被认为是通过从星云中吸收气体和尘埃逐渐增长而形成的。
二、主序星的演化主序星是最常见的恒星，它包括太阳。
主序星的演化中，核融合是最重要的现象。
核融合是指，通过高温和高压下，原子核融合成更重的原子核的过程。
利用恒星表面的辐射和质量的变化，天文学家可以分析恒星的核反应和化学元素的演化过程。
当主序星的氢燃料耗尽时，它将进入红巨星的演化状态。
三、红巨星演化红巨星是一种大质量恒星，在恒星进化过程中，它通常出现在主序星演化的末期。
当主要存在的燃料，氢，用尽时，恒星会膨胀成一个更大、更亮的红巨星。
在红巨星状态下，恒星将开始燃烧氢、氦和其他元素，包括碳、氧、氮、硫和铁等元素。
在这个阶段，由于核反应的后果，恒星将开始释放大量的热和能量，并将比原来更大和更亮。
四、超新星爆炸当一个质量足够大的恒星（通常至少是太阳的八倍）运行到它的生命的尽头时，它将通过一个非常爆炸性的事件，即超新星爆炸，结束它的演化过程。
超新星爆炸是一个极端的爆炸事件，它会释放出一种非常强大的光线和射线能量。
它会把所有的恒星物质物理上转化成太阳颗粒以外元素的原子核，此时的能量还足以产生物质。
总之，天文学家对于恒星的演化过程有了更丰富、更深刻的认识。
光谱分析在天文学研究中的新进展近年来，随着技术的不断进步，光谱分析在天文学研究中发挥着越来越重要的作用。
光谱分析是一种通过观察天体物质辐射的不同波长和强度来研究其性质和组成的方法。
在天文学研究中，光谱分析被广泛应用于星系、恒星和行星等天体的研究中，为我们揭示了宇宙中的众多奥秘。
首先，光谱分析在星系研究中呈现出了新的突破。
星系是宇宙中最大的天体聚集体，通过光谱分析可以研究星系中不同恒星的性质和组成，揭示星系形成和演化的规律。
光谱分析还可以通过测量星系中不同物质的谱线，探寻宇宙中的各种气体和尘埃，进而研究星系的星际介质和星际尘埃分布。
其次，光谱分析在恒星研究中取得了重要的突破。
恒星是宇宙中最基本的天体，通过光谱分析可以揭示恒星内部的物质运动和能量传输机制。
通过测量恒星的光谱特征，可以确定其温度、密度、化学成分等重要参数，从而研究恒星的形成、演化和寿命。
光谱分析还可以检测恒星的色球活动和爆发现象，为我们理解恒星活动提供了重要线索。
此外，在行星研究中，光谱分析也发挥着不可替代的作用。
光谱分析可以帮助科学家研究行星大气层的成分和结构，通过测量行星的吸收和发射谱线，得知大气层中的气体和化学物质。
这对于揭示行星的气候、地质特征和生命存在的可能性具有重要意义。
例如，通过光谱分析，科学家发现了火星大气中的甲烷，这给火星上是否存在生命提供了新的线索。
光谱分析在天文学研究中的新进展离不开技术的革新和仪器的改进。
随着光学、电子学和计算机科学的发展，新一代的光谱仪器出现，具备更高的分辨率、更宽的波长覆盖范围和更高的灵敏度，为天文学家提供了更准确、更丰富的数据。
同时，光谱分析与其他观测手段的结合也促进了天文学研究的进展，如与射电望远镜的联合观测、与太空望远镜的协同工作等。
总结起来，光谱分析在天文学研究中正迎来新的进展。
从星系到恒星，从行星到致密天体，光谱分析为研究宇宙提供了独特的视角和工具。
随着技术的不断发展和仪器的不断更新，我们对宇宙的认识将会更加深入和详尽。
天文学论文天文学论文（精选15篇）论文是各专业学员都必须完成的集中实践性教学环节，不能免修。
要求每位学员在学校指定的指导教师的指导下，独立完成论文的写作，下面小编带来的是天文学论文，希望对你有帮助。
天文学论文篇1摘要：天文学是自然科学六大基础学科之一，它推动了人类社会的进步和科技的发展。
天文学对于提高民族素质、培养创新精神及科学的思维方法，建立正确的世界观、宇宙观方面有着不可替代的作用。
普及天文知识，对破除迷信、反对伪科学也具有重要的科学意义。
发达国家及一些发展中国家的大学、中学都普遍开设了天文学课程。
现在，我们学校也同样开设了天文学选修课,这为我们这些从小就对天文产生好奇、现在对天文依然抱有兴趣的人开了一扇圆梦的窗口。
现在社会中，多数青年男女都热衷于星座分析和配对等，根据星座来推断一个人的性格，甚至根据一个人的星座来判定这个人是不是适合做自己的另一半。
我不知道这是不是有科学依据，我觉得根据星座来断定一个人太过武断。
在天文学的课堂上，关于星座老师给我们做了详细的解析，它命名的由来和它们所处的位置，老师有他独特的讲课方式，内容丰富而不乏味，几个小小的亮点组成图形复杂的星组，人类的想法真是丰富到了极致。
星座的说法来自西方，其命名是和西方神话有一定联系的。
九大行星，课堂上老师逐个做了解释，所谓太阳系“九大行星”是历史上流行的一种的说法，即水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星和冥王星。
在2006年8月24日于布拉格举行的第26届国际天文联会中通过的第5号决议中，冥王星被划为矮行星，并命名为小行星134340号，从太阳系九大行星中被除名。
所以现在太阳系只有八颗行星。
老师讲课的重点是宇宙大爆炸。
“大爆炸宇宙论”认为：宇宙是由一个致密炽热的奇点于137亿年前一次大爆炸后膨胀形成的。
1929年，美国天文学家哈勃提出星系的红移量与星系间的距离成正比的哈勃定律，并推导出星系都在互相远离的宇宙膨胀说。
宇宙并非永恒存在而是从虚无创生的思想在西方文化中可以说是根深蒂固。
天文学中的恒星分类研究恒星是宇宙中最常见的天体之一，在它们的演化过程中，不断地向外释放能量和物质，将宇宙中的元素逐渐丰富，并间接地影响了星系和行星的演化。
为了更好地理解和研究恒星的特性和演化，天文学家对恒星进行了分类。
本篇文章将介绍天文学中的恒星分类研究。
光度、颜色和温度天文学家通常将恒星分为六类。
其中最基本的分类方法是利用恒星的光度、颜色和温度将其划分为不同的光谱类型。
在光度尺度上，恒星可分为主序星、次矮星、矮星、亚矮星、巨星和超巨星。
而在颜色和温度尺度上，恒星被分为光谱类别Hot (OBAFGKM)，以及特殊的亚矮星、白矮星和中子星。
其中，Hot (OBAFGKM) 是对恒星表面温度（光谱线强度峰值）的定义，这个字母顺序是根据恒星表面的温度递减从热到冷排列而来。
光度尺度的分类方法依据是恒星大小和亮度的关系。
主序星是最小而最亮的恒星。
主序星的能量来源于核聚变，其表面温度约为1500~30000K, 具有非常高的光度和强烈的辐射输出。
在随后的演化过程中，聚变反应的能量逐渐减弱，恒星的亮度会相应地下降，演化成次矮星、矮星、亚矮星等类别，但表面温度也会相应降低。
颜色和温度的分类方法是通过分析恒星的分光数据，观察恒星的各种谱线，来判定其类型。
根据精度和实用性等考虑，通常以Balmer线系为基准标准，几种跨越更广但易变化的光谱线也提供了额外的信息。
在热的恒星中，温度越高，气体的内能就越高，电离能也越高。
因此，更容易发生复杂的过程，发射出其他类型的波长光线，形成明亮的谱线等等。
进一步的分类方法在对恒星的光度、颜色和温度进行分类的基础上，天文学家还另外构造了一些分类方法，以更加准确地描述和区分恒星。
这些分类方法主要包括光变星、快变星和特殊种类。
光变星是指自转或轨道运动中的不规则变化引起的星暴和周期性的亮度变化。
光变星主要分为四类：长周期变星、短周期变星、深度变星和爆发变星。
这些变化与恒星的结构、内部物理过程、运动速度等都有关系，对于研究星体的本质和相互作用等也具有重要的参考价值。
星系的光谱与光度星系是宇宙中最神秘而又令人着迷的存在之一，其内部蕴藏着无限的奥秘。
在星系中，光谱与光度是研究星系中恒星和星系本身性质的重要指标。
本文将从光谱与光度这两个方面深入探讨星系的奥秘。
一、光谱光谱是恒星和星系发出的光线通过光谱仪后的分解成不同波长或频率的现象。
通过观察光谱，我们可以了解到星系中不同恒星的组成成分、温度、速度等重要信息。
光谱可以分为连续光谱、吸收光谱和发射光谱三种类型。
1. 连续光谱：指恒星或星系发出的经过光谱仪后形成的一种连续的、没有间断的光谱。
连续光谱的存在表明恒星或星系的表面温度较高。
2. 吸收光谱：指恒星或星系发出的光线被物质吸收后形成的现象。
吸收光谱可以帮助我们了解星系中的物质组成和化学元素的丰度。
3. 发射光谱：指恒星或星系内的某些特定元素发射出的光线被分解成不同波长或频率的光谱。
发射光谱可以揭示星系内部某些特定的物理过程。
二、光度光度是恒星或星系辐射出的总功率。
通过测量光度，我们可以了解恒星或星系的亮度、大小和演化状态。
光度可以分为绝对光度和视星等两种类型。
1. 绝对光度：指恒星或星系在10秒差距处的总辐射功率。
绝对光度是一种重要的物理量，可以帮助我们估算恒星或星系的距离和亮度。
2. 视星等：指地球观测者所观测到的恒星或星系的亮度。
视星等的值受到距离和吸收等因素的影响，因此通过视星等很难准确估算恒星或星系的实际亮度。
在研究星系的光度时，人们常常将绝对光度和视星等进行比较，以了解恒星或星系的实际亮度和距离。
通过光度的观测，科学家们可以进一步研究星系的形成、演化和性质，从而揭示宇宙的奥秘。
综上所述，光谱与光度是研究星系的重要指标，通过对光谱和光度的观测和分析，我们可以更深入地了解星系的内部结构、物理过程和演化规律。
随着天文技术的不断发展，相信未来人类对星系的研究会有更加深入的认识，揭示出更多星系的奥秘。
恒星光经过色散系统（光栅或棱镜）分解后形成的红橙黄绿青蓝紫七色光带。
恒星光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。
光谱中包含着关于恒星的各种特征的最丰富的信息，到现在为止，关于恒星的本质的知识，几乎都是从恒星光谱的研究中得到的。
绝大多数恒星光谱与太阳光谱很相似，都是在连续光谱上面有许多暗黑的谱线的吸收光谱，说明恒星是被较冷的恒星大气包围的炽热的气体球。
恒星间谱线数目和分布差异较大，其中大部分是地球上已存在的化学元素的谱线。
通过恒星光谱的研究，可以测定恒星的化学组成，恒星大气的温度、压力和恒星运动的视向速度等。
恒星光谱可分为几种不同类型，其中按哈佛系统，根据绝对温度把恒星分成O、B、A、F、G、K、M及附加的R、N、S等类型，其中每型又分为10个次型。
20世纪初，美国哈佛大学天文台已经对50万颗恒星进行了光谱研究。
并对恒星光谱根据它们中谱线出现情况进行了分类。
结果发现它们与颜色也有关系，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、橙色的“K”型、红色的“M”型等主要类型。
实际上这是一个恒星表面温度序列，从数万度的O型到2-3千度的M型。
丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱-光度图”，也称“赫-罗”图。
大部分恒星分布在从图的左上到右下的对角线上，叫主星序，都是矮星。
其它还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。
赫--罗图是研究恒星的重要手段之一。
它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。
在恒星的光谱分类中，O、B、A型称为“早型星”；F和G型称“中间光谱型”；K和M型称为“晚型星”。
20世纪90年代末期，天文学家越过M型把恒星光谱分类扩展到温度更低的情况，先提出了新的L型，继而又提出了比L型温度更低的光谱分类T型。
通过恒星的颜色可以确定恒星表面的温度。
然而，星光所携带的信息，远不仅限于恒星表面温度。
1665年，牛顿曾经做过一项在物理学史上具有划时代重要意义的实验。
他让通过小孔进来的一束太阳光照射到玻璃三棱镜上，在棱镜后面的纸屏上出现了红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七色光组成的彩虹。
他得出结论说，白光是由各种颜色的单色光混合而成的，是“复合光”。
牛顿把这些按顺序排列的单色光称为“光谱”，这实际上开创了物理光学的一个崭新时代。
1814－1815年间，在德国光学仪器专家夫琅和费在研究太阳光中的“暗线”方面有了重大的进展。
在此之前，他知道另一位德国科学家屋拉斯顿在太阳中光发现过某些暗的条纹，于是他着手重复牛顿和屋拉斯顿做过的实验。
由于夫琅和费使用的仪器比他的前人发展得更先进、更精密，他得到的光谱是被放大了很多倍的而有利于仔细地分析与观察。
夫琅和费得到了太阳光谱中的多达 700条不等间隔的暗线（今天天文学家们观察到的太阳光谱暗线已达约一百万条）。
直到现在，我们仍称这些太阳光谱中的暗线叫“夫琅和费线”。
但是，尚未解决的问题是，夫琅和费线是怎样形成的，它们的物理意义是什么，人们对此在一段长时间内却未找到答案。
1856年，德国物理学家克希霍夫和他的同事、化学家本生，在研究向本生发明的“本生灯”的白色火焰中撒入不同的化学物质时形成的彩色火焰的光谱时，发现不同的化学物质都有它自己的特征谱线。
物质的这些特征谱线，又反过来可以作为我们识别这种物质的重要线索和“证据”。
他们还发现，太阳光谱中的最醒目的暗线“D 线”，是太阳外层大气中的钙对连续谱的吸收效应的结果。
这一研究成果使天文学家们受到了启发。
他们设想，分析来自天体的光，通过研究谱线的不同波长，并将其与地球上实验室中得到的不同物质的特征谱线波长相比较，就有可能确定该天体中含有的元素种类及含量的多少（含量与谱线强度有关）。
这种光谱分析方法是现代天体物理学的主要实验基础之一。
可是，一种物质为什么能发射或吸收一定波长的光，或说光谱是怎样形成的，这个问题也曾使科学家们困惑。
在19世纪以前，认为光是一种波动的观念占了主导地位。
但这时的波动说却完全不能解释物质是怎样发出光波的，尤其不能解释一种物质只能发出某些特定波长的光。
1885年，瑞士数学家巴尔末提出了一个经验公式来解释氢元素发出的一组可见光谱线，这个公式可以用纯数学方法计算出这些谱线的波长，但公式本身的提出并非建立在任何物理依据之上。
后来这组光谱线就被称为“巴尔末线系”。
1931年，丹麦物理学家玻尔在普朗克的量子论和卢瑟福的原子模型基础上，结合夫琅和费、基尔霍夫和本生等人的工作，提出了一种新的原子理论，又称“行星模型”。
这一理论认为，在一个原子内部，电子就像行星绕太阳旋转那样围绕着原子核旋转。
越是靠近核的电子具有的势能越低；而越是离核远的电子具有的势能就越高。
这样，电子所在的轨道不同，所处的“能级”也有高有低，各不相同。
根据能量守恒定律，当电子从外部的轨道“跃迁”到离原子核更近些的轨道上时，它必然要释放出一部分势能。
反之，电子也只有从外界吸收了一部分能量以补充它的势能之后，才可能从内部的轨道跃迁到离原子核更远些的外部轨道上。
在原子中电子能级的结构，看来不像是连续的“斜坡”，而更像是不连续的“台阶”。
当电子在两个特定的“台阶”之间发生跃迁时，无论是“向上”跃迁还是“向下”跃迁，“台阶”之间的能量差总是固定的，所以吸收或发射的那一份光能量也就是固定的，则吸收或发射的光波长也就是固定的了。
还有，由于不同物质的原子中电子数目有多有少，能级“台阶”的数目和能量差值也各不相同，所以吸收或发射的光波长也不同。
这就是导致不同物质有着不同特征谱线波长的原因。
由于能够非常合理地解释实验现象，玻尔的理论很快地为多数科学家所接受。
物理学家们共发现了三种类型的光谱。
在实验室中通过棱镜直接观察一些炽热物体所发出的光时，观察到的结果会是从红到紫的一道连续彩虹，其中不出现亮线和暗线，这种连续彩虹就叫连续谱。
如果透过某种物质的气体或蒸气来观察另一个炽热物体所发出的光时，在连续谱中就可能出现一些暗线；而如果改换在某个角度上观察这种气体或蒸气，结果又有所不同，这时有可能看到一些叠加在暗背景上的亮线。
暗线和亮线产生的原因是，暗线是由物质对特定波长的光能量吸收形成的，亮线是由物质对特定波长的光能量发射形成的。
所以，暗线又叫做吸收线（如太阳光中的夫琅和费线），亮线又叫做发射线。
一种物质的特征谱线有时是作为亮线出现，有时是作为暗线出现，这取决于它所处的物理状态和观测的方式。
但不管是吸收线和发射线，它的波长在一般条件下总是不变的。
关于吸收线和发射线的关系，正如克希霍夫解释说：“如果由产生连续谱的光源发出的光穿过比较冷的气体（或蒸气），那么气体就从光谱的全部光线中只吸收那些它自己在炽热状态下发射的光线”。
一个问题是，为什么在我们观测到的大多数恒星光谱中，最常见的是吸收线呢？原来，在多数恒星的内部，正在进行着某种形式的热核反应，那里温度高且发出连续谱形式的辐射；而恒星外层大气的温度较低，其中的物质就对内部来的连续谱辐射进行了“选择吸收”，于是就在连续谱上形成了外层大气物质的吸收线。
有了光谱分析方法，人们终于有可能了解遥远的天体是由哪些什么化学元素组成的。
几乎所有的恒星的表层大气中都具有大致相同的化学成份，最多的是氢和氦，这两种元素占了总量的95％以上。
恒星上还有钾、钠、钙、镁、铁、氧化钛等元素和一些化合物。
不同温度恒星的化学组成可以有很大的差别。
光谱分析方法对于天体物理学、天体化学研究十分重要。
为了便于深入研究，天文学家根据观测到的不同恒星的不同的光谱类型对恒星进行了分类。
，美国哈佛大学天文台的天文学家对恒星光谱分类作出了最重要的贡献。
他们是利用光谱中的吸收线对恒星进行分类的。
其中，女天文学家坎农一个人竟然分析过多达250000颗恒星的光谱。
根据“哈佛分类法”，当时有240000颗恒星被分为7 个大类，依温度从高到低分别称为O 、B 、A 、F 、G 、K 、M 型恒星。
另外还有R 、N 和S 三个子型，它们是分别从G型和K 型中细分出来的。
各型恒星的颜色、表面温度、谱线特征及代表星如下。
O 型星，淡蓝白色，约30000 开，吸收线相对少，由于温度很高，有电离氦和其它元素的电离谱线，但氢线很弱。
代表星船尾座ξ（中国名“弧矢增二十二”）；B 型星，蓝白色，约11000 －25000 开，出现中性氦谱线，氢线较O 型星变强。
代表星猎户座β（参宿七）、室女座α（角宿一）；A 型星，蓝白色，约7500－11000 开，有很强的氢线，出现一次电离的镁、硅、铁、钛、钙等的谱线，也有一些微弱的中性金属线。
代表星大犬座α（天狼星）、天琴座α（织女星）；F 型星，白色，约6000－7500开，氢线变弱，但仍然明显，一次电离金属线和中性金属线同时存在。
代表星小犬座α（南河三）；G 型星，黄白色，约5000－6000开，电离钙线非常明显，其它电离金属线和中性金属线同时存在。
代表星太阳、御夫座α（五车二）；K 型星，橙黄色，约3500－5000开，以中性金属线为主。
代表星牧夫座α（大角星）、金牛座α（毕宿五）M 型星，红色，约3500开，中性金属线很强而且开始出现分子谱线。
代表星猎户座α（参宿四）、天蝎座α（心宿二或“大火”）。
又有天文学家根据各型中某些特定的吸收线强度的差别，把每个光谱型分为10个子型。
例如，G 型被分成了G1、G2、G3、G4…等。
还有人注意到，同一光谱型中的恒星，不只谱线的强度有差别，谱线的宽度也很不相同。
根据物理学中“压力展宽”的机制，恒星谱线的宽度一般可以作为确定恒星大气压力大小依据之一。
所以，大气压力最小的恒星谱线最细，例如巨星和超巨星；反之，大气压力最大的恒星谱线最宽，例如白矮星。
于是，又把7 个基本光谱型中的每一个按谱线宽度分为7 个子型，用罗马字母表示。
它们依次是，Ⅰ－超巨星，Ⅱ－亮巨星，Ⅲ－巨星，Ⅳ－亚巨星，Ⅴ－主序星和矮星，Ⅵ－亚矮星，Ⅶ－白矮星。
有了这样完善的光谱分类，我们一看到一颗恒星的光谱型，就可大致知道它的温度、压力等物理状态。
如太阳的光谱型是“G2V ”，我们则可马上想到太阳应是一颗黄色的、温度和压力都适中的主序星。
