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.