طیف سنجی نجومی

تاریخچهٔ طیف نمایی نجومی به نخستین مشاهدات نیوتون از نور خورشید پراکنده شده با منشور برمی گردد. در این طیف نمایی با مطالعهٔ طیف تابشی الکترومغناطیسی از اجرام آسمانی می توان به بسیاری از خواص ستارگان و کهکشان های دور مانند ساختار شیمیایی و حرکتشان دست یافت.
نوعC :که از مواد کربندار ساخته شده اند
نوعS :عموماً از سیلیکان تشکیل شده اند
نوعM :که متالیک اند. سیارک های نوع M ترکیب تا حدی شناخته شده اند. آن ها نسبتا روشن هستند (آلبدو 0.1-0.2). برخی، اما نه همه، از نیکل-آهن ساخته شده اند.
از مهم ترین ستارگانی که طیف نمایی در آن سهم بسزایی داشته، خورشید است و در واقع فرانهوفر و سشی از پیشگامان اسپکتروسکوپی خورشیدی بودند. سشی ستارگان را بر اساس تعداد وپهنای خطوط جذبی آن ها طبقه بندی کرد، که بعدها به دمای ستارگان مربوط شد.
خطوط جذبی خاصی برای محدودهٔ دمایی مشخصی مشاهده می شد و همچنین هر خط جذبی برای اندازگیری یک ترکیب شیمیایی استفاده می شد.هر عنصر مجموعه ای از خطوط جذبی را در بردارد، مهم ترین خط مربوط به هیدروژن است که تقریباً در هر ستاره موجود است و به عنوان خطوط بالمر شناخته می شود.
در سال ۱۸۶۸ خطوط زرد پررنگی در طیف خورشیدی مشاهده شد که قبلاً در آزمایشگاه دیده نشده بود؛ بنابراین آن را به عنصری نا شناخته نسبت دادند و آن را هلیوم که از واژه یونانی هلیوس به معنی خورشید بود نامیدند.همچنین در دههٔ ۱۸۶۰ درهنگام کسوف در تاج خورشیدی خطوط گسیلی،به خصوص به رنگ سبز، مشاهده شد که باهیچ عنصری برابر نبود. آن را کرونیوم نامیدند تا اینکه در دههٔ ۱۹۳۰ معلوم شد که آن ها نیکل و آهن بسیار یونیده هستند که به خاطر دمای فوق العاده زیاد تاج خورشیدی ست.