尽管人类在大多数时间里都只是把星星作为夜空里的装饰，但是也并不是所有的人都认为这种闪烁是毫无意义的。在很早的时候，古人就发现星辰组成了一些形象显著的图形，并且这些图形会遵循着一定的规律运行。掌握了这些规律之后，就能通过星辰知道夜晚的时间以及当前所处的季候。

天文学就是在这样的契机下发展起来的科学，不过在此后的很多个世纪里，这些研究只是围绕着太阳、月球和明亮的行星进行。这些星体最为显著的特点就是肉眼可见并且围绕在地球周围。这些闪耀着特殊光芒的天体因为其独特的运行轨迹而被人们所注意。而那些看起来几乎完全没有移动的恒星就显得那样独特和神秘，尤为适合把它们当作位置标注的参照物，就这样，为了给那些游荡者去过的位置进行标记，就产生了最古老的星图。

在哥白尼的太阳是它所在的行星系统的中心的理论广为流传之后，人们才明白，原来我们神圣的太阳只是一颗因为距离地球较近而亮得多的恒星而已。这以后，其他的恒星也被人们理解为极大极热而距离遥远的太阳，在那些行星周围也许也有很多的卫星环绕。

基本上我们所知的太阳的所有特征类比到其他恒星上都是适用的。它们都是由非常热的气体组成的有光球、色球、日珥、日冕之类的超大球体。在它们的生命历程中不断地向天空中散发出大量的能量。不过正如人们肉眼所见，恒星也并不是完全与太阳如出一辙，它们中不仅有蓝色的也有红色的或者是像太阳一样的黄色星体。

事实上尽管望远镜极大地扩展了我们的眼界，但是并没有让我们更加深入地认识恒星的本性。因为即使是最大的望远镜也不能让我们把一颗恒星从一个光点展开为一个圆面。恒星自身的现象被观测到还要得益于应用了几种特殊仪器，最早应用于恒星研究也是最有效果的设备就是分光仪。

分光仪的应用

分光仪是一种被天文学中用来分析天体的光的仪器。在分光仪上有一枚或多枚棱镜，有的也会额外加一道光栅，把射进分光仪中的光分散成一条被称为“光谱（spectrum）”的颜色带，颜色带的颜色与彩虹相同。可见光谱上颜色的顺序依次是紫、靛、蓝、绿、黄、橙、红，在这些颜色中也有着依次增加或减少的级别。

想要测出一颗星的光谱需要借助两架小望远镜，把光线从第一架望远镜的肉眼观察端射入，而目镜处换成一道狭缝。在分光仪与望远镜相连之后，狭缝正好处在其目镜的焦点上。此时这架小望远镜即为平行光管（collimator），通过狭缝的光通过平行光管的透镜变得平行，这道平行光通过棱镜以后形成光谱。第二架小望远镜一般是用于摄影上的，把反射望远镜放在狭缝的一部分上，通过与已知光谱对比可以取得一如氢、铁等已知物质的光谱。只有狭缝分光仪可以做这种光谱的比较，不过这种方法也是有局限性的，那就是每一次的分析实验只能得到一颗星的光谱。

在一架望远镜的物镜前加上大的棱镜就是物端棱镜分光仪，它的优势是可以同时显示出许多星的光谱。在此时得到的照片就是通过望远镜看到的天区中星的光谱，每存在一颗星就有一段短的光谱呈现。

最早把光谱分析纳入到天文学学科中的，是制造大望远镜的先驱夫琅和费（这在前文中已介绍过）。1814年，夫琅和费第一次运用自制的分光仪来考察日光，正是这次试验让他发现有许多暗线经过光谱。与至今仍然保留的做法一样，夫琅和费把在光谱中呈现的明显的暗线用字母做标记，用这样的方法得到的黄**中紧密相连的两条暗线就是D线（如图68所示）。

夫琅和费在1823年又开始研究恒星的光谱，这在人类历史上还属首次。在对于恒星光谱的研究中，他发现暗线并不是一样的，而是花样百出，星越红，那么它的暗线花样越是复杂。直到物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）发表了他的著名定律，人们终于明白了这些暗线的意义。这个定律通俗的解释是这么说的：

所谓的发光气体的光谱就是在黑暗背景下显示出的多颜色线条的组合，这种组合因为此气体化学元素不同，表现出来的颜色和分布特点也各不相同。这就和通过调谐检验来识别无线电台所发出的不同波长的播音是一个道理，每一种存在于发光气体中的化学元素也都有它独特的光谱表现，通过这些不同而特有的光谱表现就可以把这些化学元素意义筛选出来。

在某些特殊的情况下，发光的固体、液体乃至气体，可以发出各色的光，这些连续光谱的表现形式就是白光。当我们与这个光源之间被较冷的气体填充的时候，白光中的与之发出的相等的波长就会被它吸收掉。此时通过观察联合光谱与原先的连续带交汇形成的暗线变化就可以知道被加入干涉的气体有哪些化学成分。我们之所以要研究恒星的暗线光谱，就是因为有些我们想研究的波长在穿过恒星大气与恒星光球所发出的白光的时候被吸收掉了。

多变的恒星光谱

哈佛天文台及其现已迁到非洲南部麻塞尔波尔的阿雷