天體光譜學是一門天文學研究，利用光譜學技術測量電磁輻射的光譜，包括從恒星和其他天體輻射的可見光、紫外線、X 射線、紅外線和無線電波。 恒星光譜可以揭示恒星的許多特性，例如它們的化學成分、溫度、密度、質量、距離和光度。 光譜學可以通過測量多普勒頻移來顯示朝向或遠離觀察者的運動速度。 光譜學還用于研究許多其他類型天體的物理特性，例如行星、星云、星系和活動星系核。

天體光譜學用于測量電磁波譜中的三個主要輻射波段：可見光、無線電波和 X 射線。 雖然所有光譜學都著眼于光譜的特定波段，但根據頻率需要使用不同的方法來獲取信號。 臭氧 (O3) 和分子氧 (O2) 吸收波長低于 300 nm 的光，這意味著 X 射線和紫外光譜需要使用衛星望遠鏡或安裝在火箭上的探測器。 無線電信號的波長比光信號長得多，需要使用天線或無線電天線。 紅外光會被大氣中的水和二氧化碳吸收，因此雖然該設備類似于光譜學中使用的設備，但需要衛星記錄大部分紅外光譜。

自艾薩克·牛頓首次使用簡單的棱鏡觀察光的折射特性以來，物理學家一直在研究太陽光譜。 在 1800 年代初期，約瑟夫·馮·弗勞恩霍夫 (Joseph von Fraunhofer) 利用他作為玻璃制造商的技能創造了非常純凈的棱鏡，這使他能夠在看似連續的光譜中觀察到 574 條暗線。 此后不久，他結合望遠鏡和棱鏡觀察了金星、月球、火星和參宿四等各種恒星的光譜； 他的公司繼續根據他的原始設計制造和銷售高質量的折射望遠鏡，直到 1884 年關閉。

棱鏡的分辨率受其尺寸的限制； 更大的棱鏡將提供更詳細的光譜，但質量的增加使其不適合高度詳細的工作。 隨著 J.S. 開發高質量反射光柵，這個問題在 1900 年代初期得到了解決。 Plaskett 在加拿大渥太華自治領天文臺。 入射到鏡子上的光會以相同的角度反射，但是一小部分光會以不同的角度折射； 這取決于材料的折射率和光的波長。 通過創建一個利用大量平行鏡的閃耀光柵，可以聚焦和可視化一小部分光。 這些新的分光鏡比棱鏡更精細，需要的光更少，并且可以通過傾斜光柵聚焦在光譜的特定區域。

閃耀光柵的限制是鏡子的寬度，在失去焦點之前只能研磨有限的量； xxx值約為 1000 線/mm。 為了克服這個限制，開發了全息光柵。 體積相位全息光柵在玻璃表面上使用一層重鉻酸鹽明膠薄膜，隨后將其暴露在干涉儀產生的波形中。 這種波型建立了類似于閃耀光柵的反射模式，但利用布拉格衍射，反射角取決于明膠中原子排列的過程。 全息光柵的線數可達 6000 線/毫米，集光效率可達閃耀光柵的兩倍。 由于它們被密封在兩片玻璃之間，全息光柵用途廣泛，可能會持續數十年才需要更換。

由光譜儀中的光柵或棱鏡散射的光可以由檢測器記錄。 從歷史上看，在開發出電子探測器之前，照相底片被廣泛用于記錄光譜，而今天的光學光譜儀最常使用電荷耦合器件 (CCD)。 可以通過觀察氣體放電燈已知波長的發射線的光譜來校準光譜的波長標度。 光譜的通量標度可以作為波長的函數進行校準，方法是與對大氣光吸收進行校正的標準恒星的觀測結果進行比較； 這就是所謂的分光光度法。

射電天文學是 Karl Jansky 在 1930 年代初期在貝爾實驗室工作時創立的。 他建造了一個無線電天線來查看跨大西洋無線電傳輸的潛在干擾源。 發現的噪聲源之一不是來自地球，而是來自銀河系中心的射手座。 1942 年，JS Hey 使用軍用雷達接收器捕獲了太陽的無線電頻率。