人們早就知道恆星離我們很遠，在19世紀，天文學家們終於以合理的精度測量了離附近幾顆恆星的距離。結果是如此之大，數千英里，大多數人都認為我們永遠都不能去拜訪他們或者瞭解他們。畢竟，我們不能去太空中，抓取一個樣本，並把它帶回地球；我們所能做的就是觀察來自恆星的光。

然而，在三十年內，科學家們確實開始研究太陽、行星和一些明亮的恆星的化學成分。他們是怎麼做到的？

攝譜儀從光源中獲取光並按波長將其分離，這樣紅光就朝一個方向，黃光就朝另一個方向，藍光就朝另一個方向，等等。一種光譜儀依靠稜鏡來分散光線：

天文學家經常在望遠鏡的焦平面上放置一個狹縫，以感興趣的物體為中心。

只有透過這個狹縫的光才會照射到光柵（或稜鏡），使光譜呈現出一種特徵形狀：在一個長的水平畫布上的垂直線。

當我們將光源的光透過光譜圖時，我們通常會看到三種基本光譜型別中的一種，這取決於光源的性質。德國天文學家Gustav Kirchoff在19世紀50年代研究工作，找出了這些不同型別光譜的原因。他解釋說，三種基本型別的光譜來自三種不同的情況：

固體、液體和稠密氣體發射所有波長的光，沒有任何間隙。我們稱之為連續譜。

稀薄的氣體只發射幾個波長的光。我們稱之為發射光譜或亮線光譜。

如果有一個光源在它後面，薄氣體將吸收它發射的相同波長的光。我們稱之為吸收光譜或暗線光譜。

每種元素都產生自己獨特的發射或吸收波長。

我們可以利用這些像指紋一樣的圖案來識別發光或吸收光的物質。

真的那麼容易嗎？

因此，天文學家對太陽（和恆星）的光譜進行了測量，並試圖找出儘可能多的譜線。這並不容易，因為在太Sunny譜的可見部分有很多吸收線：

然而，隨著時間的流逝，科學家們能夠找到一些最強線的身份。他們發現，太Sunny譜中最強線是由於如下元素：

因此，結論是，這些是太陽中最豐富的元素。這有道理嗎？確定！畢竟，將該列表與地殼中最常見的元素列表以及整個地球體進行比較：

簡單，容易，而且有道理：太陽的化學成分與地球非常相似。不幸的是，這是錯誤的。

1925年，一位名叫塞西莉亞·佩恩的年輕研究生完成了她的博士論文《恆星大氣：對恆星逆向層高溫觀測研究的貢獻》。她意識到太陽和其他恆星的外層大氣的情況並非如此簡單。基本情況是這樣的——這是正確的——是這樣的：

如果恆星的光球包含特定元素的原子，那麼人們就會期望看到與該元素相關的波長的吸收線。冒著稍微簡化事情的風險，對時間的理解是這樣的：

強吸收線 ---->大量的元素

弱吸收線 ----> 該元素的少

無吸收線 ---->沒有該元素

佩恩仔細地考慮了原子物理學的一些最新結果，原子物理學正處於量子革命的中期。她意識到吸收線的強度取決於某些元素的丰度，但還有其他因素同樣重要——或者更重要的是：

為了詳細解釋佩恩的工作，我們必須深入研究原子的量子能態，以及它們與光波包的相互作用。也許用一個類比更好。想想普通人弗雷德的量子能態，以及他與咖啡杯的相互作用。首先，考慮一下當一杯咖啡遇到弗萊德處於最低能量狀態時會發生什麼：

結果：無吸收。咖啡逃走了，可以繼續它的旅程。

現在，假設我們給弗雷德一點能量，讓他醒著，坐在辦公桌前做文書工作。當咖啡接近他時會發生什麼？

結果：吸收。咖啡不見了。

如果我們給弗萊德很多能量，讓他跑馬拉松，當他喝咖啡時會發生什麼？

結果：無吸收。咖啡逃走了，可以繼續它的旅程。

同樣，佩恩指出，如果原子處於完全正確的原子能狀態，太陽大氣中某一特定元素的原子只會吸收透過的光子。這意味著，僅僅因為一種元素——比如鐵——產生了最強的吸收線，它不一定是最豐富的原子型別。可能有（繼續我們的類比）數以百萬計的其他型別的“休眠”原子存在，但只是不吸收光。

因此，根據我們目前對原子物理學和光譜學的理解，以及我們目前的望遠鏡和光譜儀，我們認為太陽的化學成分如下：

換句話說，大量的氫和少量的氦，以及少量的重元素。

太陽並不平均包含與地球相同的物質。無論是恆星，還是星際氣體雲團，還是銀河系。

現在問答問題，人類是透過測試恆星散發的光的光譜，來確定恆星成分，如果探測器帶有精密的光譜儀裝置，它就能分析出恆星的成分。

人類探索太空，就目前這點技能，尚不成熟。但人類有永往直前之精神，也許往後能成功。分球測試各球，存在的未知，理當所然。

先把太陽系內各星球測試完畢，得出各星球之間關係與資料，再向外太空延伸。飯得一口一口的吃，事得一件一件做。偌大的宇宙，不可能只有一種人類生物。

要想深探宇宙，人類並非一朝一夕之事，仍須努力。