知识点I：三棱镜实验
1666年，牛顿让光线通过一个圆形小孔，再射到三棱镜把太阳白光分解为像彩虹一样的光斑，他又使用透镜将彩色光重新聚合成了白光，证明光有着不同的波长（频率）。1802年，英国化学家沃拉斯顿重复了牛顿的工作，将一个只有1/20英寸宽的狭缝取代了圆形小孔。他看到的太阳光谱显示出7条相对较暗的线条，起初他以为它们只是各种颜色之间的自然边界。1814年，德国光学仪器大师、物理学家夫琅禾费让太阳光通过极细的缝隙，接着透过一块三棱镜，然后再通过一架望远镜，结果他看到了太阳光谱中570多条暗线。
牛顿三棱镜实验示意图
知识点II：间断谱/吸收线
1859年化学家本生和物理学家基尔霍夫指出特殊的线系与单独的化学元素有关。基尔霍夫通过实验推断，夫琅禾费所指太阳黄光里的一条吸收线（D线）是由于太阳光穿越太阳外含有钠的大气才产生的。1862年昂斯特罗姆确认氢也存在于太阳大气中。多年以后，量子力学解释了这一现象：原子吸收了一定能量（即一定波长或频率）的光子，光谱上相应波长位置处就会出现空缺。原子中电子的能量是量子化的，造成原子中有许许多多能级，所以每种元素的原子就会产生许许多多间断出现的吸收线，因此恒星的所有吸收线组合也叫间断谱。掌握了太阳或恒星光谱上有哪些吸收线，就能掌握太阳或恒星上有哪些元素（中性原子、分子或电离原子、分子）。实验室分光镜和太阳分光镜的结合，正式推开了天体物理学的大门。
太阳光谱中的夫琅禾费线
知识点III：连续谱
所谓光谱是指光强随频率的分布，呈连续分布的光谱就是连续谱。像彩虹一样的色带反映的是太阳光子的频率（可见光范围），但是不同颜色的光强度是不一样的。根据夫琅禾费的观察，太阳光谱强度在黄绿光的地方达到了峰值。
恒星从内到外温度虽然肯定不相同，但是每个局部上一定处在热平衡，因而有很确定的温度，可看成一个等温源，所以恒星的连续谱接近黑体辐射谱。理论上黑体会辐射出所有波长的电磁波，在特定的温度特定波长辐射量最大，黑体温度越高，辐射峰值对应的波长越短（频率越高）。现在所知太阳光辐射的峰值大约在475nm处，对应的表面温度约为5800K。但是毕竟恒星的辐射谱并不与普朗克公式严格相符，所以用不同近似方法确定的表面温度会有明显差别。恒星光谱型与温度之间的精确关系要到1920年才由印度物理学家梅格那德·萨哈提出。
太阳的连续谱
知识点IV：色指数
获取恒星的连续谱就能知道恒星表面的温度。具体做法是对恒星在多个波段上测量光度，通常是U波段（紫外~350nm）、B波段（蓝光~430nm）和V波段（黄光~550nm）。不同波段之间的星等差就叫色指数，如U-B色指数、B-V色指数。对理想的黑体辐射，两个不同波长上的光强差完全由温度决定，且是单调函数，因此使用色指数就能推出恒星的表面温度。色指数越小，恒星颜色越偏向于蓝色。恒星表面的温度就是这样确定的。
恒星B-V色指数计算方法
B-V色指数与温度的对照
知识点V：恒星光谱型哈佛分类法
早在1798年，威廉·赫歇尔使用一块三棱镜查看了天狼、大角、五车二等6颗最亮的恒星，他发现他们的颜色略有不同。1863年到1867年，安戈洛·塞奇观察了400颗恒星的光谱，大胆提出恒星有4种光谱类型，用罗马数字I-IV表示，I是类天狼星型，显白色和蓝色，有氢引起的吸收线和微弱的金属吸收线；II是太阳型，光谱主要表现在黄光区域，有许多精细暗线；III是类参宿四型，有不规则的光变周期，光谱很宽，红端亮蓝端暗；IV类与III类相比颜色更红，但谱线完全不同，亮度很暗。
1872年美国内科医生和业余天文学家亨利·德雷珀开始进行光谱精细化分类，将恒星光谱按氢线的强弱细分成16种，用英文字母A、B、C、D……来标记。1882年去世后，哈佛天文台台长皮克林率领一批女性继续这项伟大的工作。1890年发表第一份含10351颗恒星光谱型和星等的德雷珀星表。1901年，安妮·詹姆普·坎农开创性地将复杂的光谱类型归并梳理成仅仅7类，保留原本的拉丁字母重新排序，分别是O、B、A、F、G、K、M。这就是哈佛分类法。当时为了方便记忆还编了一句顺口溜：
Oh，Be A Fine Girl Kiss Me！
O型，>28000K，蓝色， HeII（电离He）线较强、HeI（中性He）、HI（中性H）比较弱
B型，11000-28000K，蓝白，HeII线消失，少量中性HI，中性HeI明显
A型，7500-11000K，白，HI强，出现MgII和CaII线
F型，6000-7500K，黄白，HI较强，CaII大大增强，开始出现许多金属线
G型，5000-6000K，黄，HI变弱，金属线增强，CaII线非常强，开始出现明显Fe线。
K型，3500-5000K，橙，各种中性金属线增强很多
M型，2000-3500K，红，金属线比K型弱，TiO分子带很强
哈佛分类法
这种分类方法反映了一个整体变化，从O型到M型辐射强度从蓝光逐渐移到红光，其实质是恒星表面温度不断降低的序列。这样的排序让所有原子或分子吸收线的强度都呈现连续变化，相邻两类差别比较小。
决定连续谱和间断谱的决定性因素都是恒星的表面温度。对于连续谱，温度决定了辐射峰值的位置，决定了恒星的颜色。对于间断谱，温度决定了原子、分子的激发程度和电离程度，反映在吸收线强弱程度上。但是，这两方面的效果刚好相反，于是每一种吸收线都只在一定的温度范围内才会出现。因此，恒星光谱也被称为恒星的DNA。