恒星是那样的遥远，离我们最近的比邻星也有4.22光年，以光的速度跑也要跑4年多。人类实际上无法亲临这样遥远的天体。如果不能实地考察，我们如何能知道它的物质构成和演化规律呢？确实无法想象！就连那些优秀的头脑有时候也感叹，我们恐怕永远也不会知道恒星世界的真实情况。1825年，法国著名的哲学家孔德在其《实证哲学讲义》中就这样写道：“恒星的化学组成是人类永远也不可能知道的。”
然而，人类对未知世界的洞察能力是人类自己都无法想象的。在孔德的断言之后不到半个世纪，在物理光学基础之上新兴的天体物理学就能够告诉我们恒星的化学组成以及更多的东西。天体物理学的产生依赖于以下三种光学方法的使用：分光学、光度学和照相术。
第二十七章讲到，德国物理学家夫琅和费最先在太阳光谱中发现了许多暗线，而且在行星光谱中也发现了类似的谱线排列。他还研究了恒星光谱，发现有些恒星谱线与太阳光谱不同，有些则相同。这些现象意味着什么，他当时还不太明白。但他将太阳光线与恒星光线在棱镜里折射，发现两类光线中相同颜色的光折射率完全一样，这就证明了阳光与星光是同一类物质。
直到1859年，德国物理学家基尔霍夫与德国化学家本生合作研究火焰光谱，发现了分光学的两条基本定律，这才理解了太阳光谱中暗线的含义。分光学的两条基本定律被称作基尔霍夫定律：第一，每一种化学元素在燃烧时都发出一条明亮的特征谱线；第二，它也能够吸收它所属的特征谱线。按照这两个定律，太阳光谱中的暗线原来是太阳本身所发的连续光谱被太阳大气吸收的结果。每一条暗线其实都对应太阳大气中的一个特定的化学元素。这样，通过太阳光谱就可以确定太阳中有哪些地球上常见的元素。推而广之，用分光（将单一的光线用棱镜或光栅展开成光谱）的方法也可以发现恒星上有哪些化学元素。
光度学起源于确定恒星的亮度。希腊时代，希帕克斯曾将整个星空中人眼所能见到的星按感觉到的亮度分成六等。这样的亮度当然只是视亮度，因为恒星有远有近，有些恒星本来可能非常亮，但由于距离太远，因而看起来很暗。按感觉亮度分的星等只是视星等，而且感觉总是带有主观随意性。要想客观地标定恒星的亮度，就要对它本身的亮度做物理计算。这导致了光度学的发展。
德国生理学家费希纳曾提出人类感觉的一个定律，即人类感受某种刺激之最小变化的能力与该刺激的强度有恒定关系。比如，一个人可以区分9斤与10斤重的物体，但这不意味着他可以区分99斤与100斤，他实际上只能区分90斤与100斤。也就是说，他的区分能力是总重量的10%。这个定律也可以表述成：感觉度与刺激度的对数成正比。这种正比关系虽然只在某种范围之内有效，但毕竟是将生理感觉还原成物理刺激的一种方法。费希纳将之运用到恒星光度学中，得出了视星等与视亮度的关系：星等按算术级数增加时，星的光度按几何级数增加。他根据当时天文学家关于光度的测量，得出两星等之间光度相差2.5倍的结论。1857年，英国天文学家波格森建立了光度星等的关系式。他指出，一等星的平均亮度等于六等星的平均亮度的100倍，因此每个星等差之间的光度比率等于100的开5次方即2.512。
法国人达盖尔于1839年发明照相术后，阿拉果当即预言它将在天文学上引起巨大的革命。它不仅可以大大提高天文学家的观测速度，而且对天文光度学和分光学的发展起到无法替代的作用。阿拉果的预言不久就应验了。达盖尔的铜板银盐摄影方法虽然不太灵敏，但天文学家还是用它照下了几张太阳照片。1845年法国物理学家菲索和傅科拍得的太阳照片上有几颗太阳黑子，1849年美国天文学家邦德则拍下了织女星的图像。1851年，斯科特-阿切尔发明了用柯格酊湿片作底片的照相术，灵敏度大大提高。使用这一先进的照相术后，更多的天象照片陆续出现。
分光学、光度学与照相术的综合运用，使考察恒星的温度分布、物质构成、物理结构和演化规律成为可能。基尔霍夫根据太阳光谱指出，金属在太阳大气中呈气体状态，说明那里温度非常之高。太阳发光光球发连续光谱，表明内部温度更高。太阳黑子只是其中温度较低的部分。对太阳的研究是天体物理学诞生以来的第一个成就。在此之前，人们根本不知道太阳是一个高温的发光球。著名的天文学家阿拉果甚至认为太阳上面可以住人。
对恒星的分光研究大大丰富了对恒星物理特征的了解。意大利天文学家塞奇于1864年至1868年间，对4000颗恒星的光谱进行了研究，发现它们除了在位置、亮度和颜色方面彼此不同外，其光谱构成也各不相同。这也就是说，它们在化学组成上并不完全相同。按照光谱特征，塞奇将恒星分成四类：白色星、黄色星、橙色和红色星、暗红色星。他相信，这四类恒星的表面温度是不同的。正像对生物物种的分类导致了对进化事实的发现一样，恒星的分类不久也导致了对恒星演化问题的研究。
英国天文学家哈金斯将太阳光谱的证认工作推广到了恒星领域。1863年，他发现在许多亮星里有属于钠、铁、钙、镁、铋等元素的谱线，表明遥远的恒星的化学组成并非与地球完全不同。此外，他还从光谱研究中得出了恒星运行的速度。这是天体物理学发展早期的又一项重大成就。这项成就主要基于多普勒效应理论。
1842年，奥地利物理学家多普勒发现了后来被称为多普勒效应的声学现象：当声音源朝离开听者的方向运动时，其声调听起来要比静止时低一些；相反，若声源朝听者的方向接近时，其声调要高一些。而且，声源的运动速度越快，其声调偏离的程度越大。一个常见的例子是，当火车高速驶来时，我们会听到汽笛声越来越高，等火车驶过后，汽笛声则越来越低。多普勒指出，光作为一种波动也应有类似的现象：如果观察者与光源之间有相对运动，那么光的频率会发生变化。如果是相互接近，则频率升高，相互远离则频率降低。多普勒起初认为，星光应该表现出颜色的变化，但星的运动速度与光速比起来太小了，以至频率改变不可能大到改变颜色的地步。但是曾测定过光速的法国著名物理学家菲索指出，通过将运动恒星的光谱线与太阳这种不运动的光源光谱进行比较，可以显示出这些微小的频率改变。
哈金斯正是利用谱线的微小位移得出了恒星在视方向（光线的方向）的运动速度：如果光谱向红端移动（频率变小，波长变长），则说明恒星在离开我们；如果光谱向紫端移动（频率变大，波长变短），则说明恒星在向我们奔来。1868年，他发现天狼星光谱中的氢谱线出现了红移，由此求出了天狼星的视向速度为每秒29英里。
通过光谱方法能够精确测定恒星的径向速度，因为它与恒星的距离无关。无论多远的天体，只要能够获得它们的光谱，就可以知道它们的径向速度，而测量垂直于径向的横向速度，只有那些距离非常近的天体才有可能。
照相术用于光谱分析之后，天文学家如虎添翼。大量的天文照片记下了来自宇宙深处的每一零星信息，望远镜视野里的每一细节都不再逃脱。人类进入了认识宇宙的新阶段。
