Światło, które dociera do nas z gwiazd (i szerzej - galaktyk), ma dokładnie tę samą właściwość. Mimo że dla naszych oczu wydaje się być białe, tak naprawdę składa się z wielu różnych barw. Wykorzystując narzędzia zwane spektroskopami, astronomowie potrafią rozbijać blask gwiazd na jego składowe i mierzyć, ile światła dociera do nas od każdego koloru. Takie "rozbite" światło nazywamy widmem spektroskopowym. Obserwacje widm zawierają bardzo dużo informacji nie tylko o gwiazdach, ale także o ich otoczeniu. W związku z tym są szeroko wykorzystywane w astronomii.

Jak wyglądają widma gwiazd i galaktyk w zakresie promieniowania widzialnego? Jak tęcza, ale taka, w której niektóre kolory są jaśniejsze, a niektóre zupełnie "wycięte". Położenie jasnych i ciemnych obszarów zmienia się w zależności od rodzaju gwiazdy lub galaktyki. Dlaczego? Każdy pierwiastek układu okresowego świecąc, tworzy w widmie serię jasnych linii o różnych kolorach (emituje fotony tylko o określonych długościach fali) - tzw. linie emisyjne. Ten sam pierwiastek, pochłaniając światło, pozostawi czarne linie w tych samych miejscach widma - tzw. linie absorpcyjne. Najważniejsze jest jednak to, że położenie linii emisyjnych (i absorpcyjnych) w widmie jest unikalne i niezmienne dla każdego z pierwiastków. Oznacza to, że linie emisyjne reprezentujące wodór nigdy nie będą wyglądały jak te dla helu, który nigdy nie będzie wyglądał jak węgiel czy żelazo itd. Dlatego w zależności od położenia linii emisyjnych astronomowie są w stanie dokładnie określić skład chemiczny każdej z obserwowanych gwiazd. Z kolei na podstawie analizy linii absorpcyjnych można wyznaczyć skład chemiczny gazu znajdującego się w jej otoczeniu (pomiędzy nami a gwiazdą). Ale to nie wszystko, dzięki intensywności linii emisyjnych mogą też zmierzyć temperaturę i gęstość materiału, z jakiego zbudowana jest gwiazda. A dzięki szerokości tych linii określić, jak szybko się obraca.