太阳光谱在0.2～10.0微米波段为连续发射谱，但其中叠加2万多条吸收线，称为夫琅禾费线。在2935埃到13 495埃范围内共有26 000多条，它们是各种元素的原子吸收或散射引起的。吸收线含有太阳大气（主要是光球）的温度、密度、压力、化学成分、磁场、速度场等信息。吸收线都是原子在吸收光球辐射后由低能态向高能态跃迁产生的。谱线频率为：

式中和分别为高、低能态的激发电势。原子向上跃迁后，立即回落,并释放出能量。再发射的机制有两种,即真吸收和散射。真吸收意味着原子在吸收光子后，按普朗克函数再发射。吸收的辐射属于一定频率，而再发射则包括广阔的波段，因此原频率的辐射减弱了。至于散射，虽然频率基本不变，但辐射从一个方向分散到四面八方，因此原方向的辐射减弱了。在这两种情况下都形成吸收线。

谱线本应是无限窄的，但某些物理因素会使它们具有一定的宽度和轮廓。常见的致宽机制为自然阻尼（能态不是无限窄，而是有一定宽度）、碰撞阻尼（碰撞使原子在能态上停留的时间缩短）、多普勒效应（微观运动引起）、湍流（宏观运动引起谱线位移）和电场对能态的作用。各种致宽机制给出不同的谱线轮廓（见谱线的形成和致宽）。

在光球模型、辐射的再发射机制和谱线致宽机制都已知的情况下，可计算出理论的谱线轮廓。反过来，利用观测到的谱线轮廓，可以推导光球模型或有关谱线的某些数据。实际上，现有的关于光球的知识很大一部分是从吸收线的研究得到的。