天体分光学
アイザック・ニュートンが最初に簡単なプリズムを用いて太陽のスペクトルを観察して以来、物理学者は太陽のスペクトルを長年観測してきた。1800年代初めには、ヨゼフ・フォン・フラウンホーファーがガラス職人としての自身の技術を駆使して作り上げた超高純度なプリズムを使い、太陽の連続スペクトル中に574本の暗線を発見し、これらはフラウンホーファー線と呼ばれた。直後から彼は、望遠鏡とプリズムを組み合わせた装置を用いて月や金星、火星といった惑星、さらにベテルギウスをはじめ多くの恒星のスペクトルを観測した。フラウンホーファーの死後も彼の会社は1884年に閉鎖されるまで、彼独自の設計による高品質な屈折望遠鏡の生産・販売を続けた。
プリズムの波長分解能はそのサイズによって決まり、大きなプリズムほど詳細なスペクトルが得られるも、それだけ大きなガラス塊になると重量も増大し、細かな観測作業において不便となる。
この問題は1900年代初頭に入って、カナダ・オタワにあったドミニオン天文台のジョン・スタンリー・プラスケット(英語版)が、グレーティングとも呼ばれる高品質な回折格子を開発したことで解決された。回折格子上の鏡で光はどの波長でも同じ角度で入射するが、一部の光は異なる角度で屈折を起こす。この角度は鏡の材料の屈折率と光の波長に依存する。多数の平行鏡を利用するブレーズド回折格子を作ることで、光のごく一部を集光して可視化できる。
ニュートンはプリズムを用いて太陽からの白色光を色のついたスペクトルに分解し、フラウンホーファーは高品質なプリズムで、そのスペクトル中に未知の起源をもつ暗線を発見した。1850年代になり、ロベルト・ブンゼンとグスタフ・キルヒホフによってこの暗線の正体が解明された。
その正体として、まず高温の物体は連続スペクトルを持つ光を放射し、高温のガスは特定の波長の輝線と呼ばれる光を放つ。この高温物体が、それより低温なガスに包まれていると、そのスペクトルは一見すると元の連続スペクトルに見えるが、ところどころに暗線が見られ、暗線が現れる波長はそのガスが放つ輝線の波長と一致する。これにより、太陽スペクトル中の吸収線を、地上の実験室によって同定されている既知のガスの輝線と比較することで、太陽の化学組成を知ることができる。これは他の恒星にも応用できる。
有名なフラウンホーファー線として以下の表中のものが知られており、関連付けられている元素とともに示す。()内は初期のバルマー系列で呼ばれていた線の呼称である。
太陽のすべての元素がすぐに吸収線から特定されたわけではない。例として、
1868年に、ノーマン・ロッキャーとピエール・ジャンサンがナトリウムの二重スペクトルの隣に、当時発見されていた元素輝線では同定できないスペクトルを独立して発見し、ロッキャーはこの吸収線を新元素によるものと判断しヘリウムと名付けた。しかしヘリウムが地上で発見され、輝線が同定されたのは1895年になってからだった。