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实证主义哲学家孔德（Auguste Comte）于1835年写道：“没有什么可以想见的办法来确定恒星的化学组成。”他所不知的是，关于这一探索的第一步实际上已经开始，并且在他1857年死后不久就已经完成。
这个第一步实际上在1802年就已经迈出去了，那一年孔德才4岁。迈出这一步的是英国物理学家沃拉斯顿（William Hyde Wollaston）。尽管从 1800 年起就已部分失明，沃拉斯顿仍是他那个时代的领军科学家，对光学研究贡献颇多。跟随牛顿（Isaac Newton）的脚步，沃拉斯顿在1802年也开始研究太阳光谱，他让一束通过狭缝的阳光再穿过一个玻璃棱镜，从而将阳光分解成彩虹模式。他注意到其中出现了多个暗带，在红色部分有两条，绿色部分有三条，蓝紫色部分还有两条。沃拉斯顿错误地认为它们是不同颜色之间的分隔间隙，因而没有对这一现象做进一步的追究。但是他的发现引起了其他研究人员的注意，特别是德国人夫琅禾费（Joseph von Fraunhofer），他在19世纪的第二个10年已能制造更多的光谱并最终识别了574条谱线。今天了解的太阳光谱暗线比他的辨识多出了许多，但仍被称为夫琅禾费谱线。一段拥有众多谱线的光谱，看起来就像条形码。它们是怎么产生的呢？
德国人本生（Robert Bunsen）和基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）在 19世纪 50年代和 60年代的研究为此给出了部分答案。本生的大名因为本生灯而为每一个学过化学的人所知晓，尽管这个燃烧器实际上是由法拉第（Michael Faraday）发明，而由本生的助手德萨加（Peter Desaga）改进完成的。德萨加之所以没有使用他自己的名字，是因为本生的名气更有利于这个改进设备的市场推广。当然，这里的重点不是谁发明了本生灯，而是本生和基尔霍夫的确使用了这一设备。
早在19世纪50年代早期，海德堡市就已经有管道将来自煤炭的可燃烧气体输送到一般人家和企业，也会送到大学里的科学实验室。这就使得本生有条件使用那个以他的名字命名的燃烧器来做研究。这一燃烧器用可控制的办法将氧气和其他可燃气体混合在一起，产生清晰的火焰，就可以用于“焰色检测”，这是一种根据火焰的颜色来识别物质种类的方法。本生起先是使用颜色滤光片来进行鉴别，但是基尔霍夫指出使用光谱仪可以进行更细致的分析。他们一起制造了这种设备，其中有一条窄缝可让光线通过，用一个准直镜使光束变窄，进而使用一个棱镜将其分解成彩虹模式，然后再使用一个目镜（类似于显微镜的目镜）来观察光谱。尽管夫琅禾费在这之前已经使用了棱镜和目镜的组合来做研究，但是作为一台完整的包含所有必要成分的光谱仪，这还是第一次出现。
海德堡的研究团队知道，投入不同的物质时，本生灯会发出不一样的火焰颜色。例如，一丝丝的钠就会使得火焰发出黄色光，而铜的加入则会使火焰变成绿色或蓝色。所以他们用光谱仪来分析这些来自不同火焰的光。他们发现，每一种元素被加热的时候就会在光谱中特定的波长处出现一条亮线——对钠而言，就是在光谱的黄色区域；而对铜而言，则是出现在光谱的绿色/蓝色区域，等等。（黄色的纳线早已为夫琅禾费所知，他还曾用此来检测玻璃的光学性质，而这引导他开始了对太阳光谱的研究。）德国的研究团队很快就认识到，任何受热的物体都会在光谱中产生一条独特的谱线。一天晚上，海德堡的实验室对16千米之外曼海姆的一场大火作了分析，识别出其中由锶和钡所产生的谱线。
几天之后，本生和基尔霍夫沿着流经海德堡的内卡河散步，讨论着他们在大火之中看到的现象。根据传说，本生对基尔霍夫说道：“如果我们能够确定曼海姆火中的物质，应该也可以针对太阳做同样的工作，但是人们可能会说我们这样幻想真是疯了。”
无论如何，他们还是将注意力转向了太阳光谱，发现夫琅禾费辨识出的许多暗线就在那些实验室中加热物质所发出的亮线同样的位置上，精确地具有同样的波长。这是一种自然的暗示，说明这些元素同样存在于太阳的外部，但是它们较下面的壳层更冷，因此当从炽热的内部发出的光穿过这些区域时，它们就在同样的波长位置上 减弱 了光，从而产生了许多暗线。基尔霍夫对理解这一现象的贡献特别大。那个时候还没人知道这些谱线是怎么产生的——这要等到 20 世纪关于原子结构的量子理论建立起来之后。但是在19世纪60年代，即使缺乏这些理解，人们还是有可能去了解太阳的组成，而且使用同样的技术也就可以知道恒星是由什么组成的了。据说他们在河边交谈时，基尔霍夫对他的同事说：“本生，我已经疯了。”本生回答说：“我也一样，基尔霍夫。” 10 基尔霍夫的发现于 1859 年 10 月 27 日提交给柏林的普鲁士科学院，这一天现在通常被认为是天体物理学这门学科的诞生日（尽管这个名称要迟至1890年才出现）。
仅仅过了 30 年，孔德的观点就被证明是错误的。好吧，也许不完全是这样。在19世纪剩下的几十年里，天文学家在太阳的光谱中辨认出了地球上也能找到的大部分元素，但是对于恒星，可用的细节就太少了。天文学家们很自然地会猜想太阳的物质组成总体上与地球是类似的，但这却是错误的，恒星的物质组成实际上要简单得多，我们现在已经知道它们（包括太阳）大部分都由氢和氦所组成，只有极少量的其他元素。但是在19世纪60年代开始的时候，甚至还没有人知道有氦这种物质，它的发现真正标志着太阳光谱或恒星光谱时代的到来。
英国天文学家洛克耶（Joseph Lockyer）看到了导致发现氦的第一道光，他在 19世纪 60年代时还只是一个狂热的太阳观测业余爱好者（实际工作是设于伦敦的陆军部的职员）。他很快就掌握了本生和基尔霍夫发展起来的光谱仪观测方法，并将其应用于太阳观测。他通过光谱仪发现，太阳黑子之所以较暗，是因为该处的气体较冷，吸收了其下层较热气体发出的光。他最伟大的发现是1868年10月20日使用一个新的光谱仪对太阳外层气体进行分析时得到的。
这一发现就发生在当年8月18日发生日食时对太阳外层大气的光谱研究之后。这一观测——也是基尔霍夫指出夫琅禾费谱线来自不同的化学元素之后的第一次日食观测——是由法国天文学家让森（Pierre Janssen）进行的。月球刚刚遮挡掉太阳表面的瞬间，他可以探测到紧贴于太阳表面之上物质的光谱。他注意到这一后来被称为色球层的太阳大气层的光谱中有一些明亮的黄色谱线，其波长为587.49纳米，紧挨在钠元素的谱线旁边。这些谱线是如此明亮，让森意识到即使没有日食也应该能够观测到它们，他在返回欧洲之前作了更多的观测。
同年的 10月 20日，在不知道让森工作的情况下，洛克耶使用他的新光谱仪观测太阳大气，也发现了同样的黄线。让森和洛克耶的发现以惊人的速度都于1868年10月26日提交给了法国科学院。但洛克耶很快进一步指出，这条谱线一定是一种之前未知的元素发出的，他还用表征太阳的希腊单词Helios将这个元素命名为Helium（氦）。
当时，这个说法遭受了巨大的争议。大多数科学家都倾向于认为这条谱线是在极端的温度和压力条件下由氢元素产生的。直到 1895年，物理学家拉姆齐（William Ramsay）发现铀元素释放出的一种未知气体也会在光谱中纳线的附近产生同样的明亮黄线。他起先把这种气体命名为氪，但是在他的同事克鲁克斯（William Crookes）指出这条谱线与洛克耶和让森在太阳光谱中发现的那条谱线出现在完全一样的位置上之后，他也认识到这实际上就是氦元素（他后来把另外一种气体命名为氪）。所以，实际上光谱仪在27年前就提前预见了地球上氦的发现。
到那个时候，洛克耶已经成为一名职业天文学家。1869年，他成为科学杂志《自然》的创始人之一，并承担了该杂志头 50 年的编辑工作。1890年，他被任命为位于南肯辛顿的太阳物理观测台的台长，一直工作到1911年退休。他于1897年被授予爵士称号，当然不仅仅是因为发现了氦。
正如氦的发现所显示的那样，天文学正在恒星光谱仪所开辟的大道上阔步向前，这当然也得益于其他技术的进步，特别是摄影术的发明，这一技术使得人们可以长期保存恒星光谱，便于以后在空闲时再进行细致的研究，也可以与其他的光谱进行比较研究。但在当前，在了解更多与恒星年龄有关的其他技术之前，比较有意义的还是先向前跳到20世纪20年代，来对恒星的组成有所了解。
这一步是由一位 1900年出生的新世纪人迈出的，她恰好还是一个女性，在那个时候，女性成为领军科学家还是一件很不寻常的事情。
佩恩（Cecilia Payne）于 1919年在剑桥大学纽纳姆学院获得了一个有奖学金资助的学习机会（这也是她能够负担得起大学教育的唯一途径）。她的学习内容包括植物学、物理学和化学，但在听了一次爱丁顿（Arthur Eddington）关于日食远征观测并通过测量太阳附近遥远星光的偏折“证明了爱因斯坦是对的”的演讲之后，她对天文学产生了极大的兴趣。在一个开放之夜，她访问了大学的天文台，向台里职工问了许多问题，以致爱丁顿也对她产生了兴趣并让她来管理天文台的图书馆，她在这里读到了许多天文学期刊上的最新进展情况。
在完成学业之后（作为一名女性，她只被允许完成学位课程，却不能获得学位，而剑桥大学直到1948年才对女性授予学位），佩恩开始寻找可以满足其兴趣的工作。但在英国，没有适合她的研究工作，因为唯一适合女科学家的工作只有教学。通过爱丁顿的介绍，她遇到了来自哈佛大学、当时正在英国访问的沙普利（Harlow Shapley）。沙普利帮助佩恩获得了一个研究生奖学金，从而可以有机会攻读博士学位（尽管如此，从技术上来讲，她仍然不是一名研究生）。她因此于1923年来到了美国，仅仅两年之后，就凭借出色的论文而成为获得拉德克利夫学院天文学博士学位的第一人
（也是第一个因在哈佛大学天文台完成的研究工作而获得博士学位的人）。在这篇论文中，她论证了太阳主要由氢组成的观点，但这个观点在当时并未完全为人们所接受，直到后来另外两名男性天文学家也独立地得出了相同的结论。
佩恩对太阳光谱的研究使用了当时由印度物理学家萨哈（Meghnad Saha）提出的最新理论，这个理论认为太阳光谱中谱线（即夫琅禾费谱线）模式的复杂性至少有部分是由太阳大气不同部分的物理条件不同所造成的。到20世纪20年代的时候，物理学家已经知道（当然，本生和基尔霍夫是不会知道的），原子是由一个位于中心的微小原子核，加上一个或若干个电子绕其运动而形成的。当一个电子吸收了一个特定波长的光，就会移动到较高的能级状态，并在光谱中形成暗线，而当电子从较高的能级状态跳到较低的能级状态时，就会发出辐射（以光子的形式）。失去了一个或多个电子的原子被称为离子，离子的光谱和它们的“母”原子的光谱大不相同（可以计算出来）。佩恩测量了恒星光谱中的吸收线，并对恒星大气中的温度（尤其重要）和气压如何影响原子的离子化做了研究，此时的谱线模式比起所有原子都处于“非离子的”
状态时的模式要复杂得多。恒星光谱各不相同，并非因为它们的组成物质各不相同，而是因为它们各自大气中的离子化程度有所不同。
佩恩的伟大成就是揭示了形成数百条夫琅禾费谱线复杂模式的秘密，并具体给出了为解释观测的结果，需要多少比例的不同元素和不同的离子化程度。天文学家斯特鲁韦（Otto Struve）曾将这篇论文评价为“天文学史上最漂亮的博士论文”，由此可知她的任务是多么艰巨。她计算了太阳和恒星中18种元素的比例，发现这些恒星的组成几乎都是一样的。令人惊讶的是，根据她的分析，太阳和恒星几乎完全都是由氢和氦组成的。如果她是正确的，在太阳这颗距离我们最近的恒星，以及所有其他恒星的物质组成中，其他物质的总量不超过2%。宇宙的大部分物质都是以两种最轻元素的形式存在的。这在 1925 年几乎是一个无法被人相信的结果。佩恩相信她的结果是正确的，但是当沙普利将她的论文草稿寄给罗素（Henry Norris Russell）以寻求第二审稿意见时，得到的回答却是“完全不可能”。于是，佩恩听从了沙普利的建议，在论文后面补充了一句：“推导出恒星大气中这些元素（氢和氦）的丰度如此之大，几乎可以肯定是不真实的。”但当她的论文被接受，博士学位也落实之后，她写了一本名为《恒星大气》（ Stellar Atmospheres ）的书，希望说服天文学家们相信她的结果实际上几乎可以肯定是真实的。
得益于其他天文学家独立地证实了佩恩的结果，人们的思维才发生了真正的改变。1928年，德国天文学家恩肖（Albrecht Unsöld）对太阳光作了详细的光谱分析，他发现氢线的强度极大，表明太阳中氢原子数目几乎是其他原子数目的百万倍。一年以后，爱尔兰天文学家麦克雷（William McCrea）
使用另一种光谱分析技术也证实了这一结果。这一结果有力地说明，这是一个时代所赋予的发现。虽然佩恩足够优秀并率先获得了成果，但有了 20世纪 20年代的技术，这个发现迟早都将出现。到 1929 年，在使用另一种技术也进行了类似的分析之后，罗素自己也发表论文证实了这一结果，并承认佩恩具有优先发现的荣誉。遗憾的是，由于罗素在天文学界的显赫地位，他还是经常作为发现者而被引用（那些引用他文章的人本该知道得清楚一些，至少也应该认真读一下他的文章啊）。
佩恩在她自己的天文学之路上继续前行。她于 1934 年嫁给了出生于沙俄的天体物理学家加波施金（Sergei Gaposchkin），此后就将姓氏改为佩恩-加波施金。尽管由于她是女性，因而只能处于较低的位阶，领取较低的工资，她仍然留在哈佛大学度过了她的整个学术生涯。许多年之后，她早已取得了一个教授所应取得的研究和教学成就，她的官方职称却仍然只是“助理技术员”。直到 1956 年，她才晋升为正教授，也是哈佛大学的第一个女性教授。但是，如同众多科学家一样，她的研究动力并非来自其职位或薪水。1976年，佩恩去世前三年，她被美国天文学会授予亨利·诺里斯·罗素杰出贡献奖。毫无疑问，她十分清楚这个荣誉背后的滑稽。在接受颁奖的演说中，她这样说道（显然是针对她在恒星光谱方面的早期工作）：“年轻科学家需要的真正回报应该是他在成为历史上发现或理解某一事物的第一人时所感受到的那种激动，尽管也许会有人告诉你说，‘那是不可能的’。”
然而，即使到了 20世纪 20年代末，天体物理学家还是没能完全理解太阳大气主要由氢组成的真正意义所在。又过了将近20年，人们才认识到，即使是恒星的内部也主要是由氢（还有少量的氦和更微量的重元素）组成的。产生这种后知后觉的部分原因，与后面将会讨论到的人们在理解恒星究竟有多热的过程中恰巧产生的误会有关。
有两个温度对于我们理解恒星的本质格外重要。首先是太阳表面的温度，另一个是太阳核心的温度。结合太阳的其他一些基本特性，我们可以获得对它们更深刻的理解。
日地距离的测量是十分关键的一步。从开普勒（Johannes Kepler）在17世纪提出的行星运动定律出发，我们可以推算出太阳到金星的距离是太阳到地球距离的 0.72倍，但是我们仍然不知道真实的距离是多少。幸运的是，金星偶尔会从太阳的表面越过（最近的一次是在 2012年），将这种“金星凌日”的现象与开普勒定律相结合，就可以用三角视差的方法解算出日地距离。如果我们从地球上相距甚远的两个地点同时观测金星凌日，会发现金星穿越太阳圆面边缘的时间是不同的，因为地球上不同的地点观测这一现象的角度不同。利用简单的几何关系就可以计算出太阳远在1.5亿千米之外，由此还可以进一步推算出太阳的直径大约是地球直径的108倍。
我们还可以进一步推算出太阳的质量。太阳的总质量决定了它的引力大小，正是那个力量拖拽着众多行星，包括我们的地球，在各自的轨道上绕日公转。地球在距离太阳 1.5亿千米的轨道上每隔一年环绕太阳运行一周，天文学家据此即可算出它在轨道上的运动速度。通过基础物理学就可以推算出这个牵引行星的力量，不管它是系于太阳系中心的长绳产生的，还是源于太阳和地球之间的万有引力。知道了这个力，就可以应用牛顿引力定律算出太阳的质量大约是地球质量
的33万倍。由于太阳的体积（正比于直径的三次方）是地球体积的100万倍略多一点，这就意味着太阳的
平均
密度约为地球的 1/3，仅为水之密度的1.5倍。但是正如我们将要看到的那样，这才只是故事的一小部分。
我们现在已经知道太阳有多远，有多大，那么它有多热呢？我们有两种途径来解决这个问题。第一个方法是赫歇尔（William Herschel）在18世纪所作的观测。他指出，赤道地区中午的太阳可以在 2小时 12分钟内将一块 2.54厘米（1英寸）厚的冰融化掉。因为太阳是向各个方向均匀发出能量的，这就意味着它的能量可以在相同的时间内将太阳周围与其距离等于日地距离的整个球壳的冰融化掉，这个球壳直径 3 亿千米，厚 2.54厘米。想象这个冰壳向着太阳收缩，要保持其体积不变，那么它在直径缩小的同时就必然越来越厚，到达太阳表面的时候，这个冰壳将厚达 1.6千米。在同样时间里将其融化所需要的温度差不多略低于6000 K
。
这一物理推算方法对太阳是有效的，但是对测量其他恒星温度就无效了。幸运的是，我们还有另外一种方法可以进行普遍的应用，同样也能得到太阳表面的温度。这一方法来自多产的基尔霍夫。
1859年，基尔霍夫对热物体发出辐射的研究得出了一个以他的名字命名的定律——基尔霍夫定律。容易混淆的是，物理学中还有另外一个也是由他发现的基尔霍夫定律，但是适用的是电流的行为。与辐射有关的定律可以表述为：在任意温度下，一个物体发出电磁能量（光和热）的速率与它在相同波段（或频率）吸收电磁能量的速率相同。这在 1859年时还只是一个猜想，但是到 1861年，基尔霍夫已经设计了一些实验来证明它是对的。1862年，他又引入了“理想”的发射体和吸收体的概念，称之为“黑体”。这样一种物体可以吸收所有落于其上的辐射，然后当它受热的时候，又可以以电磁波谱的形式将能量辐射出去。特别关键的是，这种“黑体辐射”在各个波长处的辐射是不均匀的。
使用一个非常简单的实验设置就可以在实验室里研究黑体辐射。取一个金属盒，例如密封的锡罐，在其上扎一个小针孔。任何进入这个小孔的辐射都将在盒子的内部不断反弹，并使其四壁被加热。这就是一个理想的辐射吸收体，根据基尔霍夫的理论，它同时也就是一个理想的辐射体。这里的“理想”是指黑体辐射与它的物质组成、大小、形状或其他物理性质都无关，唯一有关的要素只是温度。当它受热时，部分内部的辐射就会通过小孔泄漏出来，从而可用棱镜或光谱仪进行研究。用本生灯来加热它可能效率更高。盒子怎样受热并不重要，辐射总是相同的。这就是黑体辐射，它还有一个已经半废弃，但是却更具有描述性的称呼叫“空腔辐射”。需要注意的是，“黑体”并非就是黑的。它也可以是一个光和热的强发射体。实际上根据这个定义，太阳几乎就是一个理想的黑体——其他恒星也一样。
这就是我们确定温度的关键。1879 年，紧随英国的丁铎尔（John Tyndall）的实验，斯洛文尼亚物理学家斯特藩（Josef Stefan）也测量了不同温度下物体发出的总电磁能量。他推导出了一个总能量与温度的关系式，并用其计算了太阳的温度，结果是略低于6000 K。斯特藩发现的关系式后来于1884年为玻尔兹曼（Ludwig Boltzmann）所改进，并证明它只能精确地使用于黑体。这一关系式现在被称为斯特藩-玻尔兹曼定律。
1893 年，在柏林大学工作的维恩（Wilhelm Wien）进一步完善了黑体辐射的研究。在描绘不同波段的黑体能量辐射分布图上，可以看到辐射能量在短波波段随着波长的增大而上升，在中等波长位置处达到峰值，然后又平滑地下降到较低的能量。温度越高，峰值所对应的波长就越是移向短波，维恩发现黑体的辐射可以简单地等于用数字 2.898
除以峰值波长（以毫米
为单位），这就是维恩定律。例如，如果峰值对应的波长为4微米（即0.004毫米），则相应的黑体温度即为724.5 K。维恩定律既直接又便于使用，至今仍然是天体物理的重要工具之一。这就意味着天文学家只要测量恒星辐射谱的峰值波长，就可以确定它的表面温度。而且这个结果和我们日常的生活体验也十分符合。
我们都知道物体在被加热的时候会改变颜色。在当年烧炭的时代，这个现象更为明显。我父亲就经常用插入火中的铁棍来点燃他的雪茄烟。较冷的铁棍（和室温相同）当然是黑的，当它变热的时候，就开始变为赤热，此时十分适合于点烟。如果他忘了将铁棍及时从火中拔出，它就会变得白热。尽管我从未亲见，但我完全可以想象铁棍一直未被取出直到最后被融化的情景。维恩定律把这一现象用数量关系表达出来了。
使用光谱仪可以测量出怎样的热算是“赤热”，怎样的热算是“白热”，以及从最暗的红色到最亮的蓝色（实际上，还可以延伸到可见光之外的红外辐射和紫外辐射）的渐变过程。恒星具有不同的颜色，红色恒星的温度低于蓝色恒星。维恩定律可以直接告诉我们恒星的表面温度。粗略地说，它们都处于3000 K到30 000 K的范围里，所以我们的太阳只是一颗具有较低表面温度的普通恒星。但是这还仅仅只是故事的一半，太阳和其他恒星 内部 的温度又是怎样的呢？
一颗稳定恒星的核心温度仅和它的质量、亮度和成分有关，而与恒星 怎样 保持这个热量无关。只需保持适当的温度，就可以产生足够的压力来对抗向内的引力。我们可以从太阳对行星运动轨道的引力影响推知它的质量。而一旦我们知道太阳主要是由氢和氦所组成的，我们就可以直接推算出其中心温度约为 1500 万开。如果太阳是一颗普通的恒星，那么其他恒星的核心温度也应该差不多。但是为了证明这一点，天文学家至少需要知道其他恒星的质量。幸运的是，他们也可以将控制行星绕日运行的引力定律同样应用于两个互相绕转的恒星（双星）甚至三合星系统。事实上，天空中可见的恒星中大约有一半都是双星。光谱学方法对于怎样分辨出其中的成员星再次发挥了重要作用。
正如本生和基尔霍夫发现的那样，每一个元素都会在一个特定的波长上产生一条谱线。但是如果这个产生谱线的物体相对于测量的仪器在运动，那么这些谱线的观测波长就会发生改变。对于朝向我们运动的物体，波被挤压，波长变短（频率相应变高），因为蓝光的波长相比红光更短，所以这种现象被称为蓝移。而对于远离我们而去的物体，波被拉长，波长变长（频率变低），就被称为红移。
如果一个物体以一定的角度相对我们运动，情况就变得比较复杂，但是只要有耐心仍然可以用一些技巧来解算。这种谱线偏移被称为多普勒频移，用以纪念德国物理学家多普勒（Christian Doppler），他在19世纪40年代研究了声波的类似效应。多普勒频移的重要意义在于它依赖于产生光谱之物体的相对移动速度，所以可以用于测算互相绕转的双星的运动速度。
天文学家从基础物理出发，可以了解到能够形成恒星的质量范围是有限的。一团气体，如果其质量小于1/10的太阳质量，其中心就无法达到足够的热度，只能形成一个大号木星那样的冷天体，它们有个名称叫褐矮星。而在另一个极端，一团气体的质量如果超过太阳质量的100倍，它的核心就会变得非常热，以至于向外的压力超过了引力，导致自身分崩离析。粗略来说（首先由爱丁顿于 20世纪 20年代阐明，也正是他激发了佩恩投身天文学的热情），恒星的质量范围约在 0.1 到 100 个太阳质量之间。对于基础物理（以及基础物理学家）而言比较欣喜的是，对于真实双星系统的实际研究证实了这一点。在恒星的质量和它的内禀亮度（或称光度）之间的确存在一个简单的关系，这也说明了拥有不同质量和光度的恒星，其核心温度的确是大致相同的。
“内禀”亮度的确定非常重要。具有相同亮度的恒星看起来有的亮有的暗，这与它们与我们之间的距离不同有关。类似地，那些天空中看起来较亮的恒星实际上可能并没那么亮，只是因为距离较近而已，而一些看起来昏暗的恒星实际上却可能极为明亮，只是距离过于遥远罢了。有很多办法可以测定恒星的距离（我将在第五章里讨论这个问题），所以这些效应可以计算出来，从而得到恒星的“绝对星等”。绝对星等是我们假设把一颗恒星移到10秒差距（约等于32.5光年）的距离时，这颗恒星看起来应该具有的亮度。
恒星的质量-光度关系（简称质光关系）的具体形式在整个质量允许范围内略有不同。其中，对于0.3—7个太阳质量的恒星，其光度正比于质量的四次方。所以如果一颗恒星的质量是太阳的 2 倍，那么它的亮度就是太阳的16倍，因为2 4 =2×2×2×2=16。在另一个相关的关系里，类太阳恒星的直径正比于它的质量，所以一颗2倍太阳质量的恒星，其直径大小也是太阳的2倍，而不是16倍。爱丁顿注意到质光关系意味着所有这些恒星都具有相同的核心温度。我们现在知道这个温度大约是1500万开，但是在 20世纪 20年代中期，爱丁顿并不知道恒星主要由氢和氦组成，佩恩的突破性进展也尚未为人们所接受。所以他的计算得到了一个偏高的数值，他在1926年出版的《恒星的内部结构》（ The Internal Constitution of the Stars ）一书中还提到了两颗具体恒星所需要的能量：
就表面值而言，（这）就意味着船尾座V星需要每克680尔格的能量供给，克鲁格 80 星则需要每克 0.08 尔格的能量供给，无论如何，恒星的温度都需要达到 4000 万度才有可能实现这点。只要达到这个温度，该恒星就拥有了无限的能源。
在书的后面部分，他写了更多的细节。他说，作为一颗从坍缩的气体云中形成的恒星，它应该：
不断收缩直到其温度达到 4000万度，此时其主要的能量供给将突然释放出来……恒星必须保持在此临界温度之上，以满足所需要的能量供给。
在 1926 年的时候，这个说法就产生了一个大问题：究竟是哪种能量可以维持一颗恒星像太阳那样发光？爱丁顿认为他知道，而且很快就将证明他是对的。他开辟了一条道路，使我们不仅可以像今天那样去理解恒星，而且可以理解整个恒星生命周期，甚至最终可以测量宇宙中最年老恒星之年龄。
但是，他们首先还是得先解开太阳的年龄之谜。