Bir kara cisim tarafından salınan ışınım şiddeti, bütün dalga boylarında aynı değildir; tayfı belli bölgesinde maksimum olur. İşte bu noktanın yeri, cismin sıcaklığına bağlıdır. Soğuk cisimler için, sürekli tayfın şiddetinin maksimum olduğu nokta, kırmızı ötesinde bulunuyor. Fakat sıcaklık arttıkça, maksimum küçük dalga boylarına doğru kayıyor. Sıcaklık 4000 C olunca görünen bölgeye giriyor. Böylece, "Rigel"' gibi mavi-beyaz bir yıldızın, "Antares" gibi kırmızı bir yıldızdan daha sıcak olduğu anlaşılıyor.

Mor ışınların enerjisi, kırmızı ışınlardan daha büyüktür. Kırmızı ışık dalgaları, görünen en uzun dalgalar; mor ışığın dalgalan ise en kısa dalgalar olarak biliniyor. Buna karşılık, kırmızı ışığın dalgalarının frekansı düşük, mor ışığınki de yüksektir. Yani, cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı ışığın tayfı mora kayıyor, azaldıkça da kırmızıya kayar buna Wien yasası denir. Bu durumdaki ışınlar değişik tayflar veriyor. Tayf analizinin esasları da "Kirchoff Yasaları" denilen, üç sınıfa ayrılan tayf yasalarıyla belirleniyor; "Sürekli tayf”, "Parlak çizgi tayfı" ve "Karanlık çizgi tayfı".

Prof. Demircan, daha özlü bir anlatımla, tayf üzerindeki parlak çizgilere "salma çizgileri", karanlık çizgilere de "soğurma çizgileri" denildiğini açıklıyor. "Bu çizgilerin oluşumu ise, atomların etrafındaki elektron kabuklarının enerji değiştirmesi sonunda yerlerini değiştirmesinden kaynaklanıyor. Örnek olarak, bir hidrojen atomunu (H) alalım; bu hidrojen atomunun üzerine enerji düşerse (ısıtılırsa), bu durum öncelikle eletronları hareket ettiriyor. Elektron enerji aldığından, bulunduğu kararlı yörüngeden bir üst yörüngeye geçiyor. Bu enerji ortadan kalktığında ise, aynı elektron aksine, bu üst seviyeden tekrar eski durumuna geçiyor. Fakat, elektron üst seviyeden eski düzeyine geçerken, önceden aldığı enerjiyi yaymak zorundadır. Yani, bu enerjiyi açığa çıkartması gerekiyor. İşte açığa çıkan bu enerji, tayf üzerinde bir çizgi oluşturuyor. Tabii, tek atom için bu çizgi oluşmuyor. Aynı elementin milyarlarca atomu hep birden aynı şekilde ve kendilerine özgü davrandıkları için, tayf üzerinde belli bir yerde ve belli bir çizgi oluşuyor. Ayrıca, bu çizginin oluşması ortamdaki sıcaklığa, basınca ve kimyasal yoğunluğa bağlı..."

Örneğin, gök cisimlerinin dinamik hareketleri çözümlenebiliyor. Söz gelişi, eğer tayf çizgilerini oluşturan ortamın kendisi hareket ediyorsa, çizgilerde bir kayma gözleniyor. Yani çizgiler, tayf üzerinde olması gereken yerde değil de, biraz kaymış bir yerde çıkıyor. Bu kayma miktarı da, tayfı alınan bölgenin hareketiyle ilgilidir. ’’Doppler Kayması" denilen olayın ilkeleri ise şöyle: "Eğer bir yıldız bizden (Dünya'dan) uzaklaşıyorsa, gösterdiği tayf çizgileri kırmızıya; aksine yıldız bize yaklaşıyorsa tayf çizgileri mora doğru kayar." Buradan yola çıkılarak galaksilerin ünlü "kırmızıya kayma"sı bulunuyor. Galaksiler bizden ne kadar uzaksa, tayfları o kadar çok kırmızıya kayar, buradan da evrenin genişlediği sonucu çıkartılıyor.

1802 yılında Wollston, Newton'un deneylerini tekrarlarken, Güneş'in tayfında dört karanlık çizgi bulmuştu. Güneş'in tayfı, bu kez içinde nitrik asit, turpentin yağı gibi farklı sıvılar içeren prizmalarla alındı ve yine aynı tayf elde edildi. Yanı tayf, kırılan ortama bağlı değildi. Daha sonra 1815 yılında, bu kez Fraunhofer, Güneş tayfında 574 karanlık çizgi buldu. Bu çizgileri, Dünya'nın atmosferinin neden olduğu soğurma çizgileri sandı, fakat Frauhofer, birçok parlak yıldızın tayfını alıp bunların Güneş'inkinden tamamen farklı olduğunu görünce, bu düşüncenin de yanlış olduğu anladı.

Frauhofer aynı zamanda, Dünya elementlerinin çizgilerinin konumları ile Güneş'in ve yıldızların karanlık çizgilerinin tayftaki konumları arasında bir uygunluk olduğunu da fark etti. Ancak buna bir anlam veremedi. Daha sonra Kirchoff, "Yıldızlar ve Güneş'in akkor halindeki çok sıcak cisimler olduğunu, etraflarını da daha az sıcak ve ince bir atmosfer tabakasının kapladığını" buldu. Tayfta görülen karanlık çizgiler, birçok gök cisminde bulunan atmosfere aitti.