第三章
恒星的光譜
在連續的彩色背景上，暗線光譜是吸收光譜，那是從一個熱物體上發出的光穿過一種冷氣體時產生的。氣體的原子和分子吸收了某種波長的光，如果氣體本身是熱的，它們將會輻射出這種波長的光，在有色波帶上就留下了狹窄的空隙。具有這種光譜的恒星(幾乎每顆恒星都是如此)，馬上就展示出它的一些結構：它一定具有一個熾熱的核心，並被一層比較冷的氣體包圍。
恒星的光譜與溫度
從恒星光譜的連續背景獲得一種很有價值的資料，就是恒星的表麵溫度。
不同溫度的物體發出的光波波長的相對強度。物體的溫度較高，其發光強度極大值所對應的波長就越短。那條粗曲線是對太陽光球測量的結果
這表麵是指我們能接收到其光線的恒星的那一部分，有必要確定在光譜中何處輻射最強，因為強度最大時的波長隨著溫度升高而減小，因此，在光譜中通過強度最大點，可直接度量溫度。於是，可確定最熱的恒星是藍色的(強度最大點位於光譜中短波長的一端)，溫度適中的恒星是白色的，最冷而且看得見的恒星是紅色的，正如我們從經驗中獲知的，恒星中的這種關係，同樣也在地球上的熾熱物質中存在。
恒星的光譜與物質成分
因為每種元素都有一種由特定波長的譜線組成的光譜，所以就能從恒星光譜的暗線中，辨認出恒星的大氣層內含有的元素。原則上隻需確定光譜中每條譜線的波長，並將它們與在實驗室中得到的各種元素光譜的對應波長作比較即可。
恒星的光譜與物質環境
實際上，要辨認恒星光譜中的譜線並不那麼容易。某一元素的譜線波長和強度的特殊性質，不僅取決於元素本身，還取決於溫度、壓力和電離度等條件，然而這些複雜因素卻帶來了有利之處，因為一旦那些譜線被認證了，它們不僅表明恒星大氣層內所含有的元素，而且揭示了這些元素賴以存在的某種物理環境。
化合物的化學成分也有特定波長的光譜線，因而光譜還提供一種方法，可以確定在恒星大氣層中，有多少物質是以化合物形式存在，而不是以簡單的元素形式存在。
地球的大氣層對光線的吸收，給天文光譜學帶來了嚴重問題。在同溫層中，少量的臭氧能夠有效地阻擋所有的紫外線輻射，除了波長恰好小於紫光的那個小區域外。這個小區域對地球上的生命而言，是個幸運的環境，但對天文學家卻是不幸的，因為一些元素的譜線僅僅出現在紫外線區域。在光譜中其他位置上被隔開的波長，被大氣層中另外的氣體擋掉了。為了研究太陽和行星光譜中那部分無法穿透到地球上的觀測者那裏的光譜，在探測火箭、高空氣球、人造衛星和宇宙飛船上安裝攝譜儀是十分必要的。
恒星的光譜與磁場
磁場的存在使得原子中各個能級分裂成幾個次能級，當這樣的原子被激發後，它們的特征譜線也將分裂成幾條靠近原始線的譜線。由於發現者是德國物理學家P塞曼，因此，這種現象被稱為“塞曼效應”。借助於塞曼效應，太陽黑子的磁場性質已經被確定，還發現許多恒星出現強磁化——一種很有意義的信息。
恒星的光譜與運動速度
我們知道迎麵駛來的車輛所發出的聲音，似乎比通常的音調要高，反之，離我們而去的車輛所發出的聲音，比通常的音調要低。凡是聽到過火車駛近或駛離時的汽笛聲或火警警報器的聲音的人，都會感覺到這種頻率的變化，它被稱為“多普勒效應”。
同樣的道理，一顆朝地球而來的恒星，有一個向紫端(高頻)位移的光譜，而一顆背離地球而去的恒星，則有一個向紅端(低頻)位移的光譜。這種光譜的位移，隻能記載向前或向後的運動，而恒星橫越視線方向的運動，在它的光譜中不會引起什麼變化。
恒星的質量
用肉眼看上去像一顆星那樣的光點，往往是雙星，就是兩顆在空中靠得很近的星。大多數雙星的子星都靠得很近，所以它們之間存在很強的萬有引力，這就意味著每顆子星繞著雙星共同的質心按橢圓軌道運動。
天文學家對雙星感興趣的原因之一是：隻有對顯著受到萬有引力作用的恒星，才能直接確定其質量。當然，每顆恒星都在一定範圍內受到宇宙中其他恒星的影響，然而大多數恒星之間的距離非常遙遠，因此，隻有雙星之間的萬有引力作用才能被察覺出來；也隻有對它們才能進行精確的質量測量。雖然存在如此多的雙星，但不能說我們所知道的就是雙星的全部。
測量表明，恒星的質量範圍為太陽質量的1／10到60倍，比起行星具有的質量大不了許多。要弄懂為什麼普通恒星的質量要受到限製這一點並不難。小於1／10太陽質量的物體的萬有引力不會產生足夠大的收縮量，以達到原子核反應所需要的溫度。另一方麵，質量過大的恒星將會由於加快了原子核反應而變得很熱，以致它的引力無法抵消隨之出現的膨脹壓力，並使它保持為一個整體。