1896年荷蘭物理學傢塞曼發現，若把光源放在強磁場中，則光源發出的譜線會分裂成幾條，這種現象叫作塞曼效應。產生塞曼效應的原因是，原子的磁矩和外磁場相互作用，使原子能級發生分裂。裂距
，式中
e為電子電荷，
h為普朗克常數，，
H為外磁場強度，
me為電子質量，
c為光速，△
m為磁量子數的差。根據選擇定則，隻有△
m=0或±1為容許躍遷。一條頻率為
v
0的譜線在外磁場的作用下將分裂為三條譜線:
和
v=
v
0，中間一條頻率不變，稱為π子線，旁邊兩條稱為σ子線。在垂直於外磁場的方向觀測時，譜線分裂為三條（橫效應），分成的譜線都是線偏振：中間的一條，振動平行於磁場；旁邊的兩條，振動垂直於磁場。當平行於外磁場的方向觀測時，譜線分裂為兩條(縱效應)，中間一條觀測不到；旁邊的兩條是圓偏振，轉動方向相反。利用分光儀器測量出天體譜線的塞曼分裂寬度，便可以求出天體的磁場強度。這是測定天體磁場強度的基本方法，也是塞曼效應在天體物理學中的重要應用。若用波長單位表示譜線的分裂寬度，則△λ=4.67×
10
—5λ
2
H，波長λ以厘米為單位，
H以高斯為單位。譜線的塞曼分裂寬度是很小的。例如，對於λ=5000埃的一條譜線，當磁場強度為一萬高斯時，△λ也隻有0.1埃左右。但是，由塞曼效應分裂成的兩根子線的偏振性質是不一樣的，正是利用這種偏振性質的不同，可以測量出微小的△λ值來。美國天文學傢
海耳首先利用塞曼效應測量天體磁場，他於1908年測出瞭太陽黑子的磁場。1946年，H.W.巴佈科克測量出恒星的磁場。1968年，弗斯庫爾測量出星際磁場的強度。上述塞曼效應也叫作正常塞曼效應。當考慮電子的自旋效應時，譜線會分裂成更多的子線，這叫作反常塞曼效應。在電子軌道(
L)和自旋(
S)耦合情況下，隻要
S≠0，外磁場不強，均可表現出反常塞曼效應來。