恒星大气压强变化的一个明显结果就是，光度变大了。这是因为压强变小之后整个恒星膨胀。所以压强和光度是联系在一起的。一般来说，压强引起的光谱特征变化没有温度变化那么敏感，但是在赫罗图上，温度的变化只有几千K，但是压强的变化可以到10的五/六次方，所以光谱特征还是可以有很大变化的。
大体来说我们可以通过测量连续谱、中性/电离谱线以及强线的线翼来确定电子压强。不幸的是这些东西都对温度敏感，所以我们需要先确定温度或者将温度和压强同时确定。第九章我们确定了电子以及气体压强与\(\log{g}\)的关系，所以这两个参数也是连在一起的。当然恒星内部除了这两种压强之外还有别的，所以从光谱中测出来的压强是这些压强的总和。
下面的方法是确定\(\log{g}\)的方法。
连续谱
图10.8展示了连续谱随\(\log{g}\)的变化。很明显只有巴尔末跳跃的大小是一个比较好的光谱特征。虽说好，但是也好不到哪去，毕竟Sensitivity不大。
图
最大也不过-0.1，再加上一些杂七杂八的因素（金属线的影响等等），使得这个方法的准确度并不高。如果我们放宽一点，会发现某些色指数(\(U-B, u-y\))可以用来确定\(\log{g}\)，但是需要校准。
氢线
虽然\(\log{g}\)越大，氢线越胖，但是到了10000K以下基本上就没用了。类似的我们可以造一个叫\(\beta\)指数的东西，也是从测光来的。
其他的强线
还有一些强线，比如Ca II H,K线、Ca I \(\lambda\)4227、Na I D和Mg I b线和氢线类似，线翼对\(\log{g}\)的变化敏感。
