Wiele pierwiastków zostało wpierw odkrytych dzięki swoim charakterystycznym liniom emisyjnym: hel, tal, cer itd.
Powód, dla którego pierwiastki mają ściśle określony zestaw linii, został po raz pierwszy wytłumaczony przez model atomu Bohra. Kiedy elektrony zmieniają swoją orbitę na mniej energetyczną, różnica energii jest wysyłana jako foton o dokładnie określonej częstotliwości. Dla prostych źródeł światła, stany energetyczne są ściśle określone, jak i częstotliwości obserwowanego światła.
thumb|300px|Linie Fraunhofera
Linie absorpcyjne i emisyjne są zależne od rodzaju atomów wytwarzających je i dlatego mogą być łatwo użyte do badania składu chemicznego dowolnej substancji zdolnej do przepuszczania przez siebie światło. W ten sam sposób można badać skład chemiczny gwiazd i innych ciał niebieskich. Linie spektralne są także silnie zależne od fizycznych własności gazu, co również jest wykorzystywane w astronomii. Pionierem takich badań był Joseph von Fraunhofer, od jego nazwiska linie absorpcyjne nazywane bywają liniami Fraunhofera.