Eksperimentalnu spektroskopiju započeli su početkom 19. stoljeća William Hyde Wollaston i Joseph von Fraunhofer, analizirajući tamne spektralne linije (tzv. Fraunhoferove linije), opažane u spektru Sunca.

Tako usijani plinovi male gustoće, kao i pojedinačni atomi, zrače spektralne linije tj. svjetlost je intenzivna ali samo na pojedinim rastavljenim valnim duljinama.

Kada takva svjetlost prođe kroz hladan plin male gustoće, on će upiti svjetlost samo na određenim, odvojenim valnim duljinama, pa ćemo to nazvati po smislu kao apsorpcijske spektralne linije.

(l je valna duljina neke spektralne linije izvora u gibanju, a l valna duljina iste linije kada izvor, u odnosu na motritelja, miruje).

gdje je c brzina svjetlosti, λ s srednja vrijednost spektralne linije, Δλ širina linije i Δ širina linije (frekvencijska).

Dakle, pored toga što o temperaturi zvijezde ovisi koje će spektralne linije dominirati, spektri zvijezda istog spektralnog tipa razlikuju se u ovisnosti o veličini zvijezde, na temelju čega je moguće ustanoviti radi li se o zvijezdi glavnog niza.

pri čemu je λ 0, laboratorijska valna duljina određene spektralne linije (dakle, kada izvor miruje prema opažaču), a λ, mjerena valna duljina iste spektralne linije u spektru izvora (Δλ je promjena valne duljine).

Usporavanjem se stvara kontinuirani spektar zakočnog zračenja (bremsstrahlung), a popunjavanjem mjesta sa kojih su izbijeni elektroni nastaju spektralne linije.

Kod ovih zvijezda spektralne linije vodika su veoma slabe, ako uopće i postoje.

Slične se relacije mogu izvesti i za ostale fizikalne veličine koje igraju bitnu ulogu u kvantnim procesima; primjerice, iz uvjeta da je trajanje emisije i širina spektralne linije produkt približno jednak jedinici, lako se dobije relacija neodređenosti koja povezuje energiju hipotetičkog atomnog procesa i njegovo trajanje.

Spektralne linije nekog elementa određene su njegovim elektronskim omotačem, i međusobno se značajno razlikuju, pogotovo ako se uspoređuju lakši elementi poput vodika, helija, litija...

Prema tom principu, nove se spektralne linije mogu naći kao aditivne ili suptraktivne kombinacije dvije već poznate spektralne linije na način

Slično nastaju i spektralne linije u zvjezdanim atmosferama.

Kao i ostali plinovi, vodik pokazuje karakteristične spektralne linije na temelju kojih se može prepoznati, a to su spektralne linije Balmerove serije u vidljivom dijelu spektra, Lymanove serije koja leži u ultraljubičastom području i tri spektralne serije (Paschenovu, Brackettovu i Pfundovu) koje leže u infracrvenom području.

Boja plamena ovisi o nekoliko čimbenika, najvažniji su tipična radijacija crnog tijela (isijavanje) i spektralni pojasevi, dok spektralne linije emisije i spektralne linije upijanja, igraju vrlo malu ulogu.

Treba napomenuti da žuta boja ne dolazi zbog emisije čađi (plava boja na dnu pokazuje potpuno sagorijevanje), već dolazi od spektralne linije atoma natrija, posebno veoma izražene linije D

Spektralne linije zvijezda razreda M pokazuju linije molekula i sve linije koje pripadaju neutralnim metalima.

U nekim slučajevima opažaju se spektralne linije obje komponente (tzv. dvostrukolinijske spektroskopski dvostruke zvijezde), dok se u slučaju kada je jedna komponenta znatno sjajnija spektralne linije druge zvijezde gube (jednolinijske spektralno dvostruke zvijezda).

Kasnijim istraživanjem utvrđeno je da su to spektralne linije europija.

Spektralne linije imat će one valne duljine koje su poznate iz laboratorijskih mjerenja.

Poznata linija neutralnog vodika (HI), na valnoj duljini λ = 21 cm, kao i druge spektralne linije u radio-valnom području spektra elektromagnetskog zračenja, omogućuju određivanje relativnih radijalnih brzina iz mjerenja Dopplerova efekta.

Sl. 5 Shematski prikaz intenziteta spektralne linije u ovisnosti o Dopplerovom pomaku (z).

Spektralne linije objekta koji se udaljuje od opažača pomiču se prema crvenom dijelu spektra, i obratno za objekt koji se približava opažaču prema plavom dijelu spektra.

Ovi kompleksi imaju spektralne linije i boju u kratkovalnom vidljivom dijelu spektra.

Imaju boje od crvene do žute što pokazuje da su im spektralne linije u dugovalnom dijelu spektra.

Oni su primjetili da je debljina spektralne linije vodika u spektru galaksije ovisna o ukupnom luminozitetu.

Kada se zvijezda udaljava, spektralne linije se pomiču prema crvenom dijelu spektra zbog Dopplerovog efekta.

Isto tako, kada se zvijezda približava, spektralne linije se pomiču prema plavom dijelu spektra.

Dok je bio u Pragu, Einstein objavljuje rad u kojem poziva astronome da provjere dva predviđanja njegove opće teorije relativnosti koja je još u razvoju, a radi se o savijanju svijetlosti u gravitaciijskom polju, mjerljivom za vrijeme pomrčine Sunca, i o gravitaciijskom crvenom pomaku sunčevih spektralnih linija u odnosu na odgovarajuće spektralne linije proizvedene na površini Zemlje.

Njemački fizičar koji je 1900. godine proučavao spektralne linije, boje topline emitirane iz crnog tijela.