Применение астрофизических методов исследования звезд показало, прежде всего, что химический состав материи одинаков во всей вселенной. Спектры самых отдаленных звезд характеризуются знакомыми нам линиями различных химических элементов, которые изучаются в земных лабораториях.
Простой взгляд в спектроскоп позволил решить, что многие туманности неправильного строения состоят из светящегося крайне разреженного газа, в то время как другие, главным образом, спиральные туманности, представляют собою огромные звездные скопления.
В первом случае наблюдатель видит спектр, состоящий из нескольких световых линий, в другом — сплошную светлую полоску.
После введения в астрономическую практику сухих фотографических пластинок, удалось перейти к определению небольших смещений спектральных линий, зависящих, согласно принципу Допплера, от перемещения источника света по направлению к наблюдателю или от него. Первые успешные результаты получены были Фогелем в Потсдаме, а в 30-е годы определение этих так называемых радиальных скоростей звезд составляло главную задачу Ликской обсерватории (США).
Знание радиальных скоростей имеет огромное значение для изучения строения звездной вселенной. Оно особенно ценно потому, что скорости эти, по самому свойству метода, определяются в одной и той же шкале для всех звезд, именно в км/сек.
Сопоставляя радиальные скорости с угловыми перемещениями звезд по небесной сфере, можно сделать заключения о расстоянии этих объектов, если даже они так удалены, что обычные способы определения звездных расстояний, принятые в астрометрии, оказываются неприменимыми.
В 30-е годы прошлого столетия астроспектроскопия сделалась мощным инструментом определения звездных расстояний благодаря новому методу, введенному Колинюттером и Адамсом и основанному на том, что некоторые линии металлов в звездных спектрах, в остальном совершенно тождественных, стоят в определенной связи с абсолютной яркостью звезды. По этому спектроскопическому методу были определены расстояния нескольких тысяч звезд.
Не меньшее значение имеет деление звездных спектров на классы по характеру их линий. Для целей классификации спектров достаточно пользоваться призмой перед объективом и фотографической пластинкой, позволяющей регистрировать сразу десятки спектров. Секки, Фогель и, в особенности, Пиккеринг показали, что все множество звезд укладывается по характеру их спектров в немногие типы, связанные один с другим постепенными переходами.
Вид линий в спектре изменяется с цветом звезды, который зависит от ее температуры. Этот общеизвестный факт лишь в 30-е годы получил объяснение в физической теории звездных спектров, развитой Саха, Фоулером и другими. Эта теория показывает, каким образом те или иные линии элементов получают преобладание в спектре в зависимости от температуры и давления в звездных атмосферах, и окончательно подтверждает, что за исключением некоторых типов, представленных немногочисленными звездами, у всех остальных звезд химический состав одинаковый.