光谱简介
光谱的概念来源于牛顿的一个实验。1666年，牛顿用棱镜将日光分成七色光，而且七色光是连续变化的，这是人们第一次得到太阳光谱。人们认识了电磁场的规律以后，知道光波也是一种电磁波，是一种能被人的眼睛感觉的电磁波，称为可见光。可见光波长的范围是由波长4 000埃的紫光到波长7 000埃的红光（1埃=10\+\{-10\}米=0.1纳米)。牛顿看见的是连续光谱，这是因为太阳能发出所有波长的可见光。
下面介绍一下牛顿的实验，其实很简单，就是拿一块三棱镜放在日光下，再拿一张纸放在三棱镜背后，你会看到纸上出现如图3-6排列的各种色条，这就是太阳的光谱。为了对光谱概念有更深刻的了解，我们首先还是来介绍一下特征光谱和吸收光谱。
特征光谱
在实验室里做以下的一个实验，准备一个酒精灯，将食盐撒在气体的火焰上，或者用电流通过含金属钠的空管，就会看到黄色的钠光，再将这黄色光照射在光缝上(图3-7)。这一束从光缝出来的散射光，透过准直管的物镜，变为平行光。然后，平行光通过三棱镜，受到大约45°的偏转。如果棱镜优良，这束光从棱镜出来后仍然是平行的，我们可以用放大镜去看或用照相机去拍摄这个光谱，即是将光缝的像放在眼睛的网膜上或照相机的底片上。在这个实验里，我们在这个小仪器上只看见一条这样形成的像，或者说，这样形成的一条谱线。我们说，钠的黄色光是单色的。事实上，它是两条很接近的辐射所构成的，这两条线便是钠元素的特征谱线。已经证明，每种元素都有自己的特征谱线，其他元素特征谱线一般和钠的特征谱线很相似，都是由一些分离的线组成。
Hα是红钱，波长是6 562.2埃；Hβ是深绿线，波长是4 860.74埃；Hγ是青线，波长是4 340.10埃；Hδ是紫线，波长是4 101.20埃。谱线并不是只有4条，越接近粗黑线谱线越密，粗黑线所在的位置似乎是这些线的极限，斜线部分是连续光谱。这个谱线是1885年由巴耳末发现的。当时人们并不知道氢为什么具有这样的线系，但是人们知道每一种元素的原子具有自己独特的光谱线和光谱线系，任何两种元素的原子光谱不会混淆不清，所以光谱的一个很明显的用途是利用光谱确定原子的种类。光谱线还因为磁场、压强和温度的不同有一个微小的变化，这些变化可以用来确定光源所在位置的物理环境。
吸收光谱
现在我们再回到实验室来做实验。用一盏白炽灯的光照着光缝，我们便可得到一个没有明线的连续光谱。就如太阳的光谱一样表现为照片上一系列连续分布的色带在这盏灯所发出的灯光里有着从紫色至红色的一切辐射。一切白炽的物体都会发出这样的连续光谱。
接着谈我们的第二个实验，这是1859年基尔霍夫所做的有名实验，它使我们了解恒星光谱的形成。在前面所说的实验里，在从白炽灯而来的白光中间，放上一个撒有食盐的黄色气体火焰，当然，在这火焰里含有钠的原子。我们可以看见，在原来那两条钠的明线的位置处，却显现出两条黑线在明亮背景上。我们把明线叫做发射线，黑线叫做吸收线。
上下两图都是直接观测得的钠元素的谱线，中图是白炽灯光透过含纳元素的火焰光谱这种现象的解释是这样的：火焰里的钠原子不但能发射，而且能吸收相同的辐射，随灯或火焰两者之间温度的差别而显现出明线或暗线。即是说，钠原子在单独的条件下可以发射特征谱线，也可以在有白光照射的情况下吸收与发射的谱线相对应的光波，从而在连续光谱的背景上产生黑线，这就是钠的吸收光谱。类似于钠，其他元素也都有这种情况。
我们得到了上述这些概念以后，便可以进一步了解它们在天文学上的应用。
恒星光谱
试考察一个恒星的光谱，例如天津四(天鹅α)的光谱(图3-11正像)。在照相底片上黑色的部分，叫做连续背景的，是由天津四所发出的光形成的。这背景上有若干条透明的线，这就是一些元素的吸收谱线。我们利用铁的谱线形成的标准光谱，根据精密的测量，可以计算出这些吸收线的波长，从而确定元素的种类。光谱上有一群模糊，看上去似很紧密的线，这便是巴耳末研究过的氢的谱线，那里我们可以找到H\-α、H\-β等谱线。在这两条强线附近，还有两条很细微、很清晰的谱线，它们差不多和氢的谱线混合在一起，波长是3 933埃和3 968埃，这是失掉一个负电子的钙原子发出的谱线，它是带正电荷的，它的符号是Ca\++。所以，从光谱上我们很容易分辨出H、Fe、Ca\++的吸收线，从而猜测天津的大气中能有这些元素。
恒星的光谱是中间的一带，白色背景上分布着一些黑线。两旁的明线光谱是铁弧光谱。愈向左端愈密集的许多条黑线是氢的谱线。最右端双线中的一条和第二条谱线是钙的谱线，其他谱线大多数是铁的，有一些是电离钛的
主星序里由FO至M型的星首先金属谱线的数目增加得特别多。氢的谱线H\-β与H\-γ逐渐变弱。CH分子的谱带G由FO至G8逐渐增强，以后又逐渐变弱。中性钙的谱线4226逐渐增强(负象)。大多数恒星的光谱与天津四的光谱相像，只是每个光谱的吸收线有多寡的不同罢了。表示现今常用的恒星光谱的分类。这种分类的方法先经塞奇和洛基尔试行，再经皮克林和弗莱明用物端棱镜法加以改进和奠定基础，最后终于在哈佛大学的天文工作者的手中完成了。这项工作成果发表在有名的亨利·德雷伯星表(简称HD星表)之中，计有22.5万颗亮于9等星的光谱型。哈佛分类法已经被大家采用，这种分类的根据是温度。早型星较热，晚型星较冷。将星球和已知温度的炉子比较，从而测定星的温度，在法国有夏龙日和他的学生做过这样的研究。
公认的光谱分型法恒星光谱具体的分类为：
O型：温度为3万摄氏度。这是很热的星，有着特别多的电离氦和高度电离的金属谱线。代表星是猎户λ。
B型：温度为2万摄氏度。仍是热星，有着中性氦、电离金属和氢的谱线。代表星是猎户ε(参宿二)。
A型：温度为1万摄氏度。相当热的星，有着氢和电离钙的谱线。代表星是天琴α(织女)。
F型：温度为0.75万摄氏度。仍有很强的氢谱线，电离钙的谱线达到极大的强度，出现了电离的铁和钛的很强的谱线。代表星是英仙α(天船三)。
G型：温度为0.56万摄氏度。这是中性金属(铁和钛)和中性钙的星，氢和电离钙的谱线仍然可以看见，出现了一些分子(如CH、C\-2)的光带。代表星是太阳和双子ε(井宿五)。
K型：温度为0.4万摄氏度。K型和G型有相同的特征，只是分子光带加强，并且出现了氧化钛(TiO)的谱带。代表星是金牛α(毕宿五)。
M型：温度为0.3万摄氏度。这是具有氧化钛的冷星，虽然有铁、钙和中性钛的谱线，但是这些红色的特征当是它们极强的谱带。代表星是天蝎α(心宿二)。
我们说过氢的谱线在由O至F5型的星内都很显著，随后才慢慢消逝。O与B两型星有氦的谱线。注意自上而下电离钙的谱线K与H逐渐加强，这两条谱线在冷星不显著，那是因为冷星发出的紫外线不够多。光谱向蓝端加强，而且出现许多谱线，这是冷星的特征。在M0型星里有氧化钛TiO的带状光谱出现。
