Yıldız tayflarının çoğu
sürekli bir tayf üzerinde siyah çizgilerden meydana gelir. Kirchhoff
yasalarından, yıldızların, sürekli tayfını meydana getiren sıcak bir iç kısım ve
bunu çevreleyen daha soğuk dış kısımdan (az yoğun gazlardan) oluştuğu
söylenebilir. Çizgiler gaz atomlarının bağlı geçişlerinden doğar. Soğurma
çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız kara cisim ışımasına çok yakın tayf
verir. Yıldızlar kara cisme benzer ise bu durumda yıldızların tayfı Planck
yasasına çok benzer olmalıdır. Tayfta bir tepe bulunmalıdır. Wien yasasına göre
(
tepe = 2900 mikron/T) sıcaklığı tahmin edebiliriz.
Sürekli spektrum, çok
basit olarak yıldızın sıcak yüzeyinden geliyormuş gibi düşünülebilir. Yüzeyin
üzerindeki atmosferde bulunan atomlar, bu ışınımın belirli dalga boylarını
absorblar ve spektrumda bunlara karşılık gelen yerlerde, koyu yarıklar meydana
gelir. Gerçekte, yüzeyle atmosfer arasında kesin bir ayrım yoktur. Bütün
tabakalar ışınımı yayınlar ve absorblar, fakat bunların net sonucu, absorbsiyon
çizgilerinin dalga boylarında, daha az enerji yayınlandığıdır. Bizler
yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerjiyi görebilmekteyiz.
Güneş için fotosferi yaklaşık 100 km derinliktedir. Sıcaklık 6000
°K civarındadır.
William Wollastan 1802 yılında Güneş tayfındaki siyah çizgileri keşfetmiştir
fakat bunların düzenli gözlemlerini Joseph Fraunhofer 1820 de yapmaya
başlamıştır. Kuvvetli çizgilerin çoğu bugünde Fraunhofer’ in verdiği harflerle
tanınmaktadır. Bu soğurma çizgilerine Fraunhofer çizgileri de denir. Gustav
Kirchhoff 1859 da tayf kanunlarını ifade etmiştir. Bu kanunlar çeşitli tayfların
özelliklerini ifade eder.
Yıldızların fiziksel özellikleri hakkındaki bütün bilgiler, spektrumların
incelenmesinden elde edilir. Özellikle çeşitli absorbsiyon çizgilerinin
şiddetleri incelenerek; yıldızların ,kütleleri, sıcaklıkları ve kimyasal
yapıları hakkında sonuç çıkarılır. Çizginin şekli, atmosferik prosesler hakkında
ayrıntılı bilgi verir.
Bazı tayflar çok karışıktır. Bazıları
ise çok basit görünüşte oldukları halde bir çoğu belli düzen gösteremeyen
binlerce çizgiden meydana gelirler. Bazen salma çizgileri de görülür. Fakat çoğu
soğurma çizgileridir. Esas olarak tanınmaları çok zor değildir. Çeşitli
elementlerin ve bileşenlerinin çeşitli sıcaklık ve elektron basınçlarında
laboratuar tayfları yıldız tayfları ile mukayese edilerek çizgiler tanınır.
Çizgilerin üst üste gelmesi ve kuvvetleri tanınmalarını zorlaştırır. Uygulamada
bazı karışıklıklar olmasına rağmen en çok görülen çizgilerin çoğu bugüne kadar
yapılan çalışmalar ile tanınmıştır. Bu incelemeler yıldızı oluşturan madde
çeşidi ve durumunu bize verir. Fakat madde oranlarının tayini oldukça karışık
analizler gerektirir.
Tayfta
mevcut çok dar çizgiler yıldızın dikine hızlarını doğru olarak bulmamızı
sağlar. Yıldız tayfında ölçülen dalga boyu laboratuar kaynağının aynı
çizgiye ilişkin dalga boyu ile mukayese edilerek dalga boyu kayması bulunur.
Kayma, Doppler olayından ileri geldiğine göre dikine hız
hesaplanabilir.
