يستخدم التحليل الطيفي الفلكي الضوء لدراسة تركيب الأجرام السماوية وحركتها وخصائصها.التحليل الطيفي الفلكي هو تقنية تحليل الضوء القادم من الأجرام السماوية إلى أطوال موجية مكونة له، مما يكشف عن ثروة من المعلومات غير المرئية بالعين المجردة. يترك كل عنصر وجزيء نمطًا فريدًا من خطوط الامتصاص أو الانبعاث في الطيف، مما يسمح لعلماء الفلك بتحديد التركيب الكيميائي للنجوم والمجرات والسدم. يكشف انزياح دوبلر لهذه الخطوط عن سرعة تحرك الأجرام نحونا أو بعيدًا عنا، ويمكن أن يشير اتساعها إلى درجة الحرارة والضغط والمجالات المغناطيسية.
وُضعت الأسس في القرن التاسع عشر على يد جوزيف فون فراونهوفر، الذي رسم خريطة للخطوط الداكنة في طيف الشمس، وجوستاف كيرشوف وروبرت بنسن، اللذين أظهرا أن لكل عنصر بصمة طيفية فريدة. تم الحصول على أول أطياف نجمية في ستينيات القرن التاسع عشر.
يمر الضوء القادم من التلسكوب عبر مطياف، يستخدم موشورًا أو محزز حيود لنشر الضوء إلى طيف. يُسجل الطيف الناتج على كاشف CCD. بمقارنة الأطوال الموجية المرصودة لخطوط طيفية معروفة مع القيم المختبرية، يمكن لعلماء الفلك قياس الانزياح الأحمر، والوفرة الكيميائية، وحتى وجود مجالات مغناطيسية من خلال تأثير زيمان.
أساسي لقياس تمدد الكون (عبر الانزياح الأحمر)، واكتشاف الكواكب الخارجية (عبر السرعة الشعاعية)، وتصنيف النجوم حسب نوعها الطيفي.
تم اكتشاف عنصر الهيليوم في عام 1868 في طيف الشمس قبل أن يُعثر عليه على الأرض.
| j_n | متغير | Spherical Bessel function of order n — spherical bessel function |
| x | متغير | Radial argument (often kr) — dimensionless argument |
| J_{n+1/2} | متغير | Ordinary Bessel function of half-integer order — bessel function |
