◆太阳光谱的发现
1814年，第一架分光镜由德国的夫琅和费制成。夫琅和费用分光镜观测太阳时，发现了太阳的光谱线，他所定的A、B、C、D等主要谱线的名称一直沿用至今。1859年，德国的基尔霍夫和本生合作研究光谱，发表分光学上的基本定律——基尔霍夫定律。从此，天体物理学便迅速发展起来，而刚刚发明和发展起来的光度学、照相术也为天体物理学的发展提供了重要手段。
1859年，基尔霍夫指出太阳光谱里的黑线是因光球发出的连续光谱被太阳大气所吸收而造成的。他把这些谱线和实验室里各种元素的光谱加以比较，确认出太阳上有许多地球上常见的元素。这说明太阳大气的温度很高，而光球的温度还要高得多。
1869年，瑞典的埃斯特罗姆得出太阳光谱里1000条谱线的波长，因此便以他的姓命名他所定的波长单位(埃)。这类波长表不断得到发展。1886～1895年间，美国的罗兰又公布从紫外区到红光区的14000条谱线的波长和大致强度。当时人们已证认出39种元素。
◆研究日珥、日冕的新成果
1869年，英国的洛基尔观测到日珥光谱中一条橙黄色明线，认为是未知元素“氦”所形成的。1895年，英国化学家雷姆塞从地球上的矿物中把它分离出来。1869年，美国的哈克内斯发现日冕所发出的主要是一条棕色谱线。直到1941年才由瑞典分光学家埃德伦作出解释：它是铁原子在高温(达100万度)下电离失掉14个外层电子后发出的禁线。
◆开始认识恒星光谱
英国的哈根斯于1865年将谱线证认工作扩充到恒星光谱，证认出参宿四、毕宿五等亮星里有钠、铁、钙等元素的谱线。他对恒星光谱线位置进行了细致的测量，因而在1868年发现因多普勒效应而产生的微小的谱线位移，由此他测出恒星正在接近或离开我们的视向速度。
◆对恒星亮度的测量
自从偏振光度计和光劈光度计在十九世纪下半叶发明后，人们开始对恒星的光亮度进行科学的测量。
1861年，德国的泽尔纳公布了第一个光度星表。恒星光度的系统测量使变星的研究得到迅速的发展。1872年，有人把大陵五的光度变化解释为一颗暗星绕一颗亮星运行时彼此掩食的结果。1880年，皮克林算出了这对双星的轨道和大小。1888年，德国的沃格耳根据对大陵五视向速度的研究也证实了皮克林的结果。对大陵五这类食变星的研究，使人们得到许多关于恒星的物理结构的知识。1889年，美国的莫里发现了分光双星。
