Buena parte del estudio de los astros se ha hecho mediante la observación de la posición, forma y movimiento de los objetos celestes. El descubrimiento de nuevos planetas y lunas, de nebulosas y de galaxias fue hecho observando directamente estos objetos. Hoy en día la observación "a ojo" e incluso la fotografía juegan un papel secundario en astronomía; en su lugar, dispositivos optoelectrónicos (como los chips "CCD" que se encuentran en algunas cámaras de video) registran imágenes de todo tipo de objetos, las cuales son posteriormente procesadas por computadora para lograr una mayor sensitividad. Gracias a estas técnicas, telescopios de dos metros, como el del observatorio Guillermo Haro en Cananea, pueden ver objetos mas de un millón de veces mas débiles que el umbral de ojo humano. Sin embargo, esta no es la única forma de observar el cielo. Desde finales del siglo pasado los científicos emplean otra poderosa forma de estudiar los astros: la espectroscopía. La espectroscopía fue fundamental en dar el paso de la astronomía a la astrofísica.
El primer antecedente de esta técnica se dió en el siglo XVII cuando Newton descubrió que la luz blanca al pasar por un prisma de vidrio se descompone en luz con los colores del arcoiris. La secuencia va del violeta, al azul, al verde, amarillo, anaranjado y rojo. La combinación de luz de estos colores da como resultado luz blanca. La luz proveniente del Sol está compuesta de luz de todos estos colores, aunque con predominancia de la luz amarilla (el color de luz que nuestros ojos detectan con mayor eficiencia). La franja de luz de colores que se obtiene al separar la luz del Sol en sus distintos colores, se denomina "espectro solar". En 1814 Joseph Fraunhofer notó que el espectro solar está lleno de un gran número de rayas oscuras, como si faltaran algunos colores. Por otro lado se sabía que la luz de algunos tipos de llamas producen líneas brillantes. En particular lámparas de vapor de sodio producen un tipo de luz amarillo cuyo espectro está formado no por una sucesión de colores, sino por dos líneas delgadas que se encuentran en la región del espectro correspondiente al color amarillo. Fraunhofer notó que las líneas oscuras del espectro del Sol coinciden con las líneas brillantes de los espectros de algunos tipos de lámparas, como las de sodio por ejemplo. Fraunhofer murió poco después, a los 39 años de edad. Sin embargo su descubrimiento no pasó desapercibido y muchos científicos ya se encontraban trabajando en la misma dirección.
En 1860 Bunsen y Kirchhoff habían mostrado que distintas substancias producen distintas líneas en el espectro. Bunsen identificó dos nuevos elementos químicos, el cesio y el rubidio, a partir de observar sus espectros característicos. Por otro lado, Kirchhoff descubrió que así como el gas caliente da lugar a líneas brillantes en el espectro, el gas frío enfrente de una fuente de luz da líneas oscuras. Una primera conclusión era la presencia de sodio en el Sol; pero lo mas notable del hallazgo de Kirchhoff era que daba pie a la identificación de TODOS los elementos presentes en el Sol. Increíblemente las líneas oscuras del espectro solar permitían lo que parecía inalcanzable: conocer la composición química de los astros.
Obtener el espectro del Sol es muchísimo mas sencillo que obtener el de una estrella. En 1863 Huggins intentó sin éxito fotografíar el espectro de Sirio; nueve años después, Henry Draper obtuvo el primer espectro estelar, el de la estrella Vega, marcado por cuatro líneas brillantes. Huggins no había cejado en su esfuerzo y en 1875 logró desarrollar una nueva técnica fotográfica que rápidamente le permitió adquirir espectros de buena calidad, los cuales incluían líneas de luz ultravioleta, tipo de luz a la cual nuestros ojos no son sensibles, pero igualmente valiosa que la luz visible desde el punto de vista científico. Esta técnica mostró la presencia de hidrógeno en un gran número de estrellas, dando los primeros indicios de la gran importancia de este elemento en el Universo. Por la misma época Norman Lockyer identificó un nuevo elemento en el Sol, el helio, el cual no fue hallado en la Tierra hasta 1895. El helio es, después del hidrógeno, el elemento mas abundante del Universo. Entre ambos constituyen el 99% de la materia (bariónica) del Universo.
El estudio de los espectros de estrellas y demás objetos del firmamento es una rama fundamental de la astrofísica, a tal punto que los espectrógrafos son instrumentos indispensables en todos los observatorios astronómicos profesionales. El estudio de los espectros nos aportan tres tipos de información: - primero, nos permite identificar los distintos elementos presentes en los astros; - segundo, al comparar cuanta luz llega en distintas líneas y en distintas regiones del espectro, es posible determinar las condiciones físicas de la estrella, principalmente su temperatura y su densidad; - tercero, nos proporcionan importantes indicios acerca del movimiento del objeto bajo estudio y de sus componentes. Esto se debe al llamado efecto Doppler, el cual indica que las líneas de cada elemento cambian de posición al moverse la fuente de luz, yendo hacia la parte azul del espectro cuando el objeto se mueve hacia el observador, y hacia el rojo cuando el objeto se aleja del observador. Los movimiento internos de componentes de un objeto, como por ejemplo estrellas en una galaxia, dan lugar a líneas mas anchas de lo normal. El estudio de la forma de las líneas en los espectros de distintos objetos es un campo de intensa actividad en la astrofísica moderna.
La información que proporcionan los espectros es mucho mas rica que la que las imágenes directas de los astros pueden proporcionarnos. Los espectros nos enseñan acerca de la química, las condiciones físicas y la dinámica de los astros. Sin duda mucho mas de lo que Fraunhofer sospechó. Su descubrimiento de las líneas oscuras en el espectro del Sol dió lugar al desarrollo de la espectroscopía, y al inicio de la astrofísica.