Несколько забегая вперед, расскажем сейчас о жизни плазмы в глубинах космического пространства. Ближайшим к нам сгустком плазмы является Солнце. Сегодня ученые уже могут уверенно сказать, что любой самостоятельно светящийся объект во Вселенной, будь то звезда или слабое пятнышко неправильной формы — так  называемая туманность, — состоит из плазмы.

Свет, излучаемый звездами, есть не что иное, как свечение плазмы, разогретой до очень высокой температуры. Температуры в недрах звезд могут достигать десятков миллионов градусов. Правда, наружные оболочки звезд значительно холоднее: их температуры могут составлять не более нескольких тысяч градусов. Именно это обстоятельство дало ученым возможность получить сведения о химическом составе звезд.

Однако при гигантских температурах в ведрах звезд ядра всех атомов совершенно "оголены" — в атомах нет электронов. Что же там светится? Оказывается, те же электроны, только уже свободные. С этим явлением ученые знакомы уже давно. Дело в том, что электроны могут излучать, то есть испускать фотоны, не только «прыгая» в атомах, но й вообще при любом изменении их движения, например, при его замедлении, то есть при уменьшении их энергии. Теряемая электронами при замедлении энергия и испускается в виде   фотонов. Только теперь это уже фотоны не видимого света, а более энергичные фотоны рентгеновских лучей. Именно так и рождаются рентгеновские лучи, когда электроны, разогнанные до огромных скоростей электрическим полем в рентгеновской трубке, резко тормозятся, ударяясь о мишень трубки, называемую анодом, или антикатодом. Поэтому излучение замедляющих свое движение электронов называется тормозным.

То же происхождение имеют рентгеновские лучи, существующие во внутренних слоях Солнца, где электроны.преимущественно свободны и тормозятся при столкновениях с более медленно движущимися атомнымл ядрами. При температурах же, существующих в поверхностных слоях звезд, в атомах находится  еще достаточно электронов, чтобы испускаемое   ими излучение было характерным для этих атомов, то есть представляло собой как бы их "визитные  карточки".

Разлагая свет звезд с помощью особых приборов  в спектр, можно по спектрам судить
о присутствии тех или иных химических элементов в звезде, а по количеству линий в спектрах, их положению и ширине — также и о температуре поверхности звезды.