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对于天文学家来说至关重要的一点是恒星发出的光波。他们希望星光的波长可以告诉他们一些关于发出这些光的恒星的某些信息，比如它的温度。例如，当一个物体达到500℃时，它有足够的能量来发出红色可见光，所以红光是热的。随着温度的升高，该物体具有更多的能量，并发射出能量更高、波长更短的偏蓝的光，并且物体从赤热向白热化转变，因为现在它发射的是从红到蓝的多种波长的光。标准灯泡的灯丝工作在大约3000℃温度下，这无疑使得它白热化。通过评估星光的颜色以及该恒星发射出的不同波长的比例，天文学家意识到他们就能估算出它的温度。图52显示了在不同的表面温度下恒星发出的波长的分布。
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除了测量恒星的温度，天文学家还搞清楚了如何通过分析星光来确定恒星的成分。他们所采用的这项技术其源头可追溯到1752年，当时苏格兰物理学家托马斯·梅尔维尔做了一项神奇的观察。他将不同的物质添加到火里，注意到每一种物质都会产生各自不同的特征色。例如，食盐发出的是鲜橙色的火光。只要在燃气灶具的火焰上洒上少量的食盐，你很容易观察到这种橙黄色。
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图51 光可以描绘成波。光波的波长是两个连续波峰（或波谷）之间的距离，它告诉我们几乎所有我们需要了解的关于光波的知识。特别是，波长与光波的颜色和能量有关。
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图（a）显示的是波长较长、能量较低的红光的光波。
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图（b）显示的是波长较短、能量较高的蓝色光波。可见光的波长都不到千分之一毫米，从紫光的大约0.0004毫米到红光的0.0007毫米。通常波长用纳米（nm）来量度；1纳米是十亿分之一米。因此，红光具有大约700纳米的波长。
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存在比蓝光的波长更短的光波（例如紫外线辐射和X射线），也有比红光波长更长的光波（例如，红外辐射、微波），但这些都是人的眼睛不可见的。
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白光光束是各种颜色和波长的光的混合。当白光通过玻璃棱镜后这一点可以看得很清楚，因为光束分裂成彩虹状，如图（c）所示。这是因为不同波长的波具有不同的行为。具体来说就是，不同波长的光波在它们进入和离开玻璃棱镜的过程中以不同的角度偏折。
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图52 本图显示了由三个具有不同表面温度的恒星所发射的光波波长的范围。主曲线显示的是表面温度6700℃的恒星所发射的波长的分布。分布的峰值位置在蓝色和紫色波长波段，但它也发出可见光谱中其他颜色的光。这颗星还辐射出少量的红外线和大量的紫外线，相应的波长分别比可见光波长更长和更短。中间曲线表示的是表面温度5000℃的恒星所发射的波长分布。它在可见光波段的中间波长较长的地方达到峰值，因此该星发射的光的颜色有良好的混合。最下面的曲线表示由更冷的恒星（3700℃）所发射的波长分布。其峰值位置在波长分布的更长波长处，发出的是大量的红光和大量的不可见的红外辐射。这颗星看上去显黄-红色的外观。
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通过观测恒星发射的波长的范围，地球上的天文学家就可以推断出恒星的温度。波长分布起着温度标签的作用。总之，恒星越冷，它所发射的波长就越长，看上去就越红。相反，恒星越热，它所发出的波长就越短，看上去就更蓝。
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与食盐相关联的独特颜色可以追溯到其原子水平的结构。食盐就是氯化钠，橙色光就是由氯化钠晶体里的钠原子产生的。这也可以解释为什么街头的钠灯呈橙黄色。让钠发出的光通过一个棱镜，我们就可以精确分析其所辐射的波长，所辐射的两个主要波段都在光谱的橙色区域，如图53所示。
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每种类型的原子都具有发出特定波长（或颜色）的光的能力。这种能力取决于其具体的原子结构。图53也给出了除钠之外其他元素所发出的波长，氖发出的波长处于频谱的红端。这也是你看氖灯所看到的颜色。另一方面，汞发出的是一些较蓝的波长，这也解释了为什么水银灯呈蓝色。除了照明设计师，烟花生产商也对不同的物质所发射的波长有兴趣，用它们可以营造出他们所需要的效果。例如，含有钡的烟花发绿光，而那些含有锶的烟花则发出红光。
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图53 钠发出的主要可见光如第五行光谱图所示。在大致0.000589毫米（589纳米）处有两条谱线，它们对应于橙色。这张图代表了钠的指纹。事实上，每个原子有它自己的指纹，这从不同波长的图谱上看得很明显。原子根据其所在环境可以表现出稍许不同的指纹，例如当原子处于高压下便是如此。最下面的谱是未知气体的谱，通过与其他谱的比对，可以明显看出，气体中含有氦和钠。
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每种原子所发出的精确波长可起着指纹的作用。因此通过研究被加热物质所发射的波长，就能够识别该物质原子。图53的最下面的光谱是一种未知热气体所发出的波谱，通过与其他光谱的发射波长的比对，我们可以看出，这种气体里含有氦和钠。
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这门关于原子、光、波长和颜色的科学被称为光谱学。物质发光的过程被称为谱发射。相反的过程——谱吸收——也存在，这时特定波长的光被原子吸收。因此，如果整个波长范围的光通过盐的蒸汽，那么大部分的光将不受影响地穿过，但有一些关键的波长将被盐中的钠原子吸收，如图54所示。被钠吸收的波长完全等同于钠所发射的光的波长，而且这种吸收与发射之间的对称性对所有的原子均适用。
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图54 谱吸收是谱发射的反过程。钠的这个吸收谱与图53中所示的发射谱是等同的，只是现在是在灰色背景下呈两条黑线，而不是灰色背景下的白线，因为除了这两条被钠吸收的波长外，我们能看到所有的波长。
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事实上，正是吸收谱，而不是发射谱，引起天文学家的注意。于是光谱学走出化学实验室，进入到天文台。从太阳光谱开始，他们意识到，吸收谱可以提供恒星组成的线索。图55显示了太阳光谱是如何通过棱镜从而使得整个波长范围的谱都可以研究的。太阳热到足以发射出整个可见光波长范围的光。但从19世纪开始，物理学家注意到，一些特定波长在谱图上失踪了。在太阳光谱的这些波长位置上呈黑色细线。不久就有人意识到，缺失的波长被太阳大气中的原子吸收了。这样，缺失的波长就可用于识别构成太阳大气的原子成分。
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虽然很多基础性工作是由德国的光学研究先驱约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫做出的，但关键性的突破是由罗伯特·本生和古斯塔夫·基尔霍夫在1859年前后取得的。他们共同建立了一座分光镜，一个专门设计用来精确测量发光物体发出的波长的仪器。他们用它来分析太阳光，并能识别出两条失踪波长与钠相关，从而得出结论，钠必定存在于太阳大气中。
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图55 太阳的热足以发出从红到紫的所有可见光波长范围的光，以及紫外线和红外线。我们可以让太阳光通过分光镜来对其进行分析。分光镜包括一个玻璃棱镜和其他一些使白光得以色散（这样所有波长的光就都可得到识别）的仪器。这幅图显示了我们希望看到的由一个像太阳那么热的物体所发出的光的波长分布，所不同的是有两条特征波长缺失。它们对应于钠的吸收。图形下方的波长谱是天文学家的照相底版上经常出现的吸收线，只是真正的测量可能没这么清晰。在现实中，对太阳光的详细研究表明，太阳光谱有数以百计的缺失波长。这些波长都被太阳大气中的各种原子吸收了。因此，通过测量这些暗吸收线的波长，我们就有可能识别构成太阳大气的原子。
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“目前，基尔霍夫和我所从事的一项共同的工作让我们夜不能寐，”本生写道，“基尔霍夫在寻找太阳光谱的暗线的原因方面已经做出了一项精彩的、完全出乎意料的发现……因此，一种确定太阳和恒星的组成的方法已经被发现。这种方法的精度与我们用化学试剂来确定硫酸、氯等的精度相当。”孔德的人类永远无法识别恒星的成分的断言被证明是错误的。
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