什么是\ 大样本统计方法是指研究样本大小n趋于无限时，统计量和相应的统计方法的极限性质(又称渐近性质)，并据以构造具有特定极限性质的统计方法。是一统计学术语。恒星光谱主要取决于恒星的物理性质和化学组成。因此，恒星光谱类型的差异反映了恒星性质的差异。采用不同的分类标准，将得到不同的分类系统。最常用的恒星光谱分类系统是美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的，称为哈佛系统。按照这个系统，恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等类型。恒星光谱的研究内容异常广泛，但从观测角度来看，主要有三条途径。第一是证认谱线和确定元素的丰度。第二是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽(见谱线的形成和致宽)，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。
什么是谱线 谱线是在均匀且连续的光谱上明亮或黑暗的线条（分光镜下观察），起因于光子在一个狭窄的频率范围内比附近的其他频率超过或缺乏。
为什么会产生引力红移？ 引力红移的原因是：光子在引力场发射出来后，光子能量转化为引力势能，使得频率变低而产生红移：设星体质量为M，光子从星体表面发射出来，频率为v1，沿径向到达离星体表面为r处的频率为v2，运动质量为m，规定星体表面为引力势能零点.根据能量守恒GMm/r+hv2=hv1而 E2=hv2，E2=mc^2，=>；m=hv2/c^2，带入上式得GMhv2/rc^2+hv2=hv1v2=v1/(1+GM/rc^2)可见，光子到r处频率变小，产生红移.
