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天体的光谱分析实际上是由夫琅和费开始的（我们已经把他当作制造大望远镜的先驱介绍过了）。夫琅和费在1814年用自制分光仪考察日光，第一次见到许多细暗线经过光谱。他把光谱中从红色到紫色上面的显明的暗线用字母做符号，这系统至今还保留着。这样黄色区中两条紧紧相连的暗线便是D线（如图70所示）。
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图70 夫琅和费谱线
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1823年夫琅和费又第一个考察恒星的光谱。他也在其中发现了种种暗线花样，这些花样随着星的红色程度增加而复杂。这便要等到物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）来用他的著名定律解释这些暗线的意义了。我们试述这定律的结论如下：
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一种发光气体的光谱平常是黑暗背景上各种颜色的谱线的花样，花样也便因构成这气体的化学元素的不同而各有特色。正像一座无线电台用各种不同的波长播音都可以通过调谐检验出来，发光气体中每一化学元素也可以由它发射的特定的光的波长认出来。
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一发光的固体、液体，甚至气体在某种特殊情形下发出连续光谱，就是说它发出各色的光——白光。如果有较冷的气体夹在我们与这光源中间，它便会从白光中吸收去恰与它所发相等的波长。这样联合的光谱便会是在原先的各色连续带上的暗线花样，这暗线花样便告诉我们加入干涉的气体的化学成分。恒星的暗线光谱的意义便是有些种选定的波长已被恒星大气从恒星光球所发的白光中筛去了。
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恒星光谱的花样
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恒星光谱的摄影研究已在哈佛天文台及其在秘鲁的阿雷基帕（Arequipa）分所（现已移非洲南部麻塞尔波尔）进行了差不多一个世纪。这工作中用的是物端棱镜。全天各区的万千照片都妥善保存并且小心研究过了。这种精勤不倦的工作结果遂使35万颗以上的恒星光谱都知道了。只要查考一下HD 星表（The Henry Draper Catalogue，是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表；在1937年～1949年间出版的HD星表补编表使HD星表记录恒星数达到359083颗），便可以得到其中任何一颗星的亮度与谱型（Spectral class）。后一名词需要一点解释。
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在所有研究过了的恒星光谱中，线的花样除了少数例外都可归并成一相连的序列。一颗待研究的星的光谱几乎一定配上这序列中的一处。这些花样平均隔开并用任意的字母BAFGKM代表，其中间相隔处都分为10部分。譬如说，我们研究一颗恒星的光谱，发现它的线纹花样正在标准花样BA的正中间，这颗恒星的谱型便是B5。这种表示恒星光谱的方便办法是哈佛天文台初创的，这称为德拉伯分类法（Draper classification）。
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B型恒星光谱中氦线占优越地位。这种充满飞船气球的气体第一次从太阳光球中发现，因为在光谱中见到了生疏的线。氦星的例子是猎户座腰带三星正中一颗。
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A型光谱，例如天狼、织女的光谱，有显著的氢线。最轻的元素氢是各型中都有的。这型星都是蓝色的，其线纹花样的连续也是从蓝到红的颜色的渐次排列。
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F型星，如北极星及南极老人星（Canopus），都是带黄色星。其光谱中氢线较少，而钙、铁等金属线则甚繁多。
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G型星中太阳是足为代表的。它是一颗黄色星，光谱中有数千道金属线。大角星属于K型星，其光谱中金属线更为显著。这一型之末以及M型星的红星，例如猎户座的参宿四及天蝎座的心宿二，其光谱中宽带褶纹及许多暗线都可看见了。
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以上是光谱序中的主要部分。此外还公认了4型星，但其中的星合起来还不够全星数的百分之一。从前大家以为这一序列由蓝色星到红色星就表示了恒星的生命史。于是蓝色星便在幼年，太阳一类的黄色星在中年，而红色星便注定要越来越红，越来越暗，以至于最后消灭。一种较新的学说却主张红色星中一部分代表恒星的童年时代。恒星渐老便渐变黄变蓝，最后又反转来变红，这又是老年了。还有其他的关于恒星演化的学说出现。
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恒星的温度
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一块金属物在热得发蓝色时的温度比热得发红色时要高，我们也可依此推断蓝色星的大气温度比红色星的高。相当的研究证明了我们的推测不错，光谱序确实也代表温度降低的次序。恒星光谱的测验不仅证实了这桩事实，而且得出了各光谱型的恒星的温度值。还有，近年来又能够测出恒星所发的热量。
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在论太阳一章中，我们曾指出测定太阳的温度可以用一片水在日光中，观测水的温度的升高而做一些计算。这种粗略的办法显然是不能适用于恒星的。帕第特（Pettit）与尼科尔森（Nicholson）用另一种方法也得到了同样的结果。他们利用威尔逊山的2.5米望远镜将一颗恒星的光聚焦在极小的热电偶（thermocouple）上，再由电流计（galvanometer）的偏转而观察其热效应。用这种方法他们可以测出一颗比肉眼能见的程度暗数百倍的星的热量，因此测出了星的温度。他们还用这方法测定行星以及月亮表面各部分的温度。
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蓝色星的表面温度约自10 000摄氏度到20 000摄氏度，或者还要高。黄色星的表面温度约在6 000摄氏度上下，而最红的星的表面温度却只有2 000摄氏度上下了。但即使最冷的恒星也还是极热的。
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光球之下的恒星温度随深度而大大增高，中心也许到了千百万度。我们对恒星发光的来源有比较一致的看法，即认为其巨大光能来自中心的热核反应，氢聚变为氦，然后聚变为碳、氮、氧……直到铁才渐渐停止。
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巨星与白矮星
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恒星的实际亮度或说“发光本领”（光度Luminosity）彼此之间是相差极大的。假如我们能把它们和太阳排在同等距离的一行上，就会发现它们的亮度有从太阳的万分之一到万倍以上的差距。实际上天文学家只观测恒星如果在某一标准距离上应有的光辉。至于它们距离如何测定却要等到下一章来说明。
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我们且在一张方格纸上用一个点代表在一相当地方一颗已知其发光本领及谱型的恒星，图71便是这一类的“光谱光度简图”。其中水平线代表不同的谱型，自左而右，从蓝色星到红色星；垂直线代表不同的实际亮度，以太阳亮度为单位，自下而上逐渐升高。
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代表大部分恒星（中有太阳）的点都傍着自左上方到右下方的斜线，这便是“主星序”（main sequence）。顺这斜线向右，星渐冷，也便渐红渐暗渐小。
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