其实测量恒星物质组成最早的起源是牛顿，牛顿用三棱镜分解太阳光线，被分解过的光线就组成了我们熟知的光谱。
所谓光谱，就是不同频率的光混合在一起形成的，之所以三棱镜可以将光分散折射出来，是因为不同频率的光折射率各不相同。
仔细地去观察太阳光的光谱，就会发现其中是有一些暗线，这种黑色的谱线在光谱学中就叫做夫琅和费谱线。
光谱学中有两条基本定律，也被称为基尔霍夫定律，第一，每一种元素都有自己的光谱，第二，每一种元素都能够吸收它可以发射的光谱。
其中的原理是不同能级之间的电子跃迁，电子轨道是量子化，不连续的，只能在特定轨道上运行。
电子吸收某种频率电磁波受到激发时，就会跃迁到高能级轨道上，这种频率电磁波被吸收也就无法被观测，就是光谱学中的吸收光谱。
而从高能级轨道跌落到低能级轨道时，就会释放能级差能量的光子，也就是光谱学中的发射光谱。
太阳光谱当中的这些黑色谱线就意味着某种元素吸收了光谱中对应的光线，这种情况被称为吸收光谱。
太阳吸收光谱中有五百多条暗线，每一条暗线的位置也都是固定，就可以通过每种元素的发射光谱来做对比，只要位置相同，就能够说明太阳中包含了这种元素。
再进一步，还可以通过谱线的强弱来分析每种元素的含量多少，现代的结论就是大部分主序星恒星元素丰度基本相同，其中氢元素占比约71%，氦元素约占27%，剩下的都是其他少量元素。