夫琅和费线，是一系列以德国物理学家约瑟夫·夫朗和斐（1787年─1826年）为名的光谱线，这些是最初被当成太阳光谱中的暗特征谱线。太阳光谱中的夫琅和费线非常多，在2935埃到13495埃范围内共有26，000多条。它们是各种元素的原子的吸收或散射引起的。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、速度场等等信息。吸收线都是原子在吸收光球辐射后由下能态i向上能态j跃迁产生的。谱线频率为

E_j和 E _i分别为上、下能态的激发电位。原子向上跃迁后，立即就跳下来，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量子后，按普朗克函数再发射。吸收的辐射属于一定频率，而再发射的则包括广阔的波段，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了）、多普勒效应（微观运动引起谱线位移）、湍流（宏观运动引起谱线位移）和斯塔克效应（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，我们现有的关于光球的知识，很大一部分是从吸收线的研究得出的。