right|thumb|La luz puede ser separada en un espectro mediante un prisma. El espectro resultante puede ser entonces analizado thumb|Joseph von Fraunhofer en una demostración del espectroscopio. thumb|200px|Comparación de principios del de espectros elementales, solares y estelares La historia de la espectroscopia comenzó con los experimentos de óptica de Isaac Newton (1666-1672). Desde la antigüedad, los filósofos naturales habían especulado sobre la naturaleza de la luz y su comprensión moderna comenzó con el experimento del prisma: «En 1672, en el primer artículo que envió a la Royal Society, Isaac Newton describió un experimento en el que permitió que la luz del Sol pasara a través de un pequeño orificio y luego a través de un prisma, Newton descubrió que la luz del Sol, que nos parece blanca, en realidad está formado por una mezcla de todos los colores del arcoíris». Newton aplicó la palabra «espectro» (spectrum) para describir el arcoíris de colores que se combinan para formar la luz blanca y que se revelan cuando cualquier haz incidente de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, pasa a través de un prisma. Newton tuvo que esforzarse para demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca.
En los siglos y , el prisma usado para descomponer la luz fue mejorado con rendijas y lentes telescópicas con lo que se consiguió así una herramienta más potente y precisa para examinar la luz procedente de distintas fuentes. «En 1802, William Hyde Wollaston construyó un espectrómetro mejorado que incluía una lente para enfocar el espectro del Sol sobre una pantalla. Al usarlo, Wollaston se dio cuenta de que los colores no se distribuían uniformemente, sino que faltaban parches de colores, que aparecían como bandas oscuras en el espectro». Joseph von Fraunhofer, astrónomo y físico, utilizó ese espectroscopio dispersivo inicial para descubrir en 1815 que el espectro de la luz solar estaba dividido por una serie de líneas oscuras —hoy líneas de Fraunhofer—, cuyas longitudes de onda calculó con extremo cuidado.
Sin embargo, la luz generada en laboratorio mediante el calentamiento de gases, metales y sales mostraba una serie de líneas estrechas, coloreadas y brillantes sobre un fondo oscuro. La longitud de onda de cada una de esas bandas era característica del elemento que se había calentado y fue cuando surgió la idea de utilizar esos espectros como huella digital de los elementos. A partir de ese momento, se desarrolló una verdadera industria dedicada exclusivamente a la realización de espectros de todos los elementos y compuestos conocidos: la espectroscopia se convirtió en una técnica científica más precisa y cuantitativa que desempeñó, y sigue desempeñando, un papel importante en la química, la física y la astronomía.
También se descubrió que, si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente), producía una luz blanca continua, con un espectro completo de todos los colores, sin ningún tipo de línea o banda oscura. En poco tiempo se avanzó al hacer pasar esa luz de espectro continuo a través de una fina película a una temperatura menor de un elemento seleccionado. En 1860, el físico Gustav Kirchhoff y el químico Robert Bunsen, tras un laborioso trabajo para obtener muestras puras de los elementos conocidos, ya habían mostrado que las líneas oscuras en el espectro solar correspondían con las líneas brillantes en los espectros de algunos gases conocidos, siendo líneas específicas que correspondían a elementos químicos únicos presentes en la atmósfera del Sol: cada elemento emitía y absorbía luz a ciertas frecuencias fijas que lo caracterizaban. Kirchhoff dedujo que las líneas oscuras en el espectro solar eran causadas por la absorción de elementos químicos en la atmósfera terrestre. De esta manera se comprobó que los elementos químicos que se encuentran en el Sol y en las estrellas también se encontraban en la Tierra y fue la prueba de que la materia de los objetos celestes era la misma que la de la Tierra. Este descubrimiento también condujo a un nuevo método de análisis indirecto, que permitía conocer la constitución química de las estrellas lejanas y clasificarlas.
Kirchhoff y Bunsen estudiaron el espectro del Sol en 1861, identificando los elementos químicos de la atmósfera solar y descubriendo dos nuevos elementos en el transcurso de sus investigaciones, el cesio y el rubidio. Norman Lockyer también estudió los espectros solares y estelares y en 1868 detectó líneas radiantes y oscuras en los espectros solares. Trabajando con el químico Edward Frankland para investigar los espectros de los elementos a varias temperaturas y presiones, no pudo asociar una línea amarilla del espectro solar con ningún elemento conocido, afirmando que la línea representaba un nuevo elemento, que llamó helio, en honor al griego Helios, la personificación del Sol. En 1895 se descubrió el helio terrestre.
Orígenes y desarrollo experimental Los romanos ya conocían la capacidad de un prisma para generar un arco iris de colores. Ya en el , el erudito Thierry de Freiberg (1311) describió la Dispersión refractiva de la luz por medio de una dioptrio grueso (en este caso, urinales) e intentó explicar sobre esta base el fenómeno del arco iris., citado por Con el éxito de Magia Naturalis (1558) de della Porta, los dioptrios de vidrio se convirtieron en curiosidades que estaban disponibles en las ferias. Así, en 1672, Newton escribió a uno de sus corresponsales:
Newton es tradicionalmente considerado como el fundador de la espectroscopia, aunque no fue el primer científico que estudió e informó sobre el espectro solar y hay trabajos de Atanasio Kircher (1646), Johannes Marcus Marci (1648), Robert Boyle (1664), y Francesco Maria Grimaldi (1665). Newton sí fue quien primero estudió este fenómeno sistemáticamente (1666-1672), y en su tratado Opticks publicó sus resultados sobre la dispersión de la luz. Primero señaló cómo la luz blanca se podía descomponer en componentes monocromáticos con un prisma; luego demostró que no era el prisma el que emitía o producía los colores, sino que este dioptrio solo separaba los constituyentes de la luz blanca; a su vez estos componentes podían ser recombinados para generar luz blanca.
Aunque la teoría corpuscular de la luz formulada por DescartesCf. y Newton fue sustituida gradualmente por la teoría ondulatorio de Huygens y Fresnel, sin embargo, fue necesario esperar al para que la medición cuantitativa de las líneas de luz se beneficiara de un protocolo universalmente reconocido y adoptado. Como será el caso durante mucho tiempo de sus continuadores, Newton usó como fuentes de luz blanca a veces la llama de una bujía, a veces la luz del Sol o de las estrellas. Los nuevos experimentos realizados con prismas proporcionaron las primeras pistas de que los espectros eran característicos de los constituyentes químicos: al quemar diferentes sales en soluciones en alcohol, los estudiosos constataron que la luz de la llama, una vez descompuesta por el prisma, daba sucesiones de colores diferentes. Estas observaciones aún eran cualitativas y las líneas se describían con los nombres de los colores, no con números.
Inicios del (1800-1829) A lo largo de la década de 1800, un numeroso grupo de estudiosos impulsó las técnicas y la comprensión de la espectroscopia.
En 1802, William Hyde Wollaston construyó un espectrómetro, mejorando el modelo de Newton, que incluía una lente para enfocar el espectro del Sol sobre una pantalla. Al usarlo, Wollaston se dio cuenta de que los colores no se distribuían uniformemente, sino que faltaban parches de colores, que aparecían como bandas oscuras en el espectro solar. En ese momento, Wollaston creía que estas líneas eran límites naturales entre los colores,(Wollaston, 1802), p. 378. pero esta hipótesis se descartó posteriormente en 1815 por el trabajo de Fraunhofer.OpenStax Astronomy, "Spectroscopy in Astronomy". OpenStax CNX. Sep 29, 2016 http://cnx.org/contents/1f92a120-370a-4547-b14e-a3df3ce6f083@3 right|thumb|320px|Espectro solar con líneas de Fraunhofer en el espectro visible.
El óptico bávaro Joseph von Fraunhofer dio un significativo salto adelante experimental al reemplazar el prisma por una rejilla de refracción como instrumento de dispersión de las longitudes de onda. Fraunhofer partió de las teorías de la interferencia de la luz desarrolladas por Thomas Young, François Arago y Augustin Fresnel. Hizo sus propios experimentos para estudiar el efecto de la difracción al pasar la luz a través de una única ranura rectangular, luego mediante dos ranuras, y así sucesivamente hasta desarrollar un diafragma perforado con miles de ranuras equidistantes pero muy espaciadas; así formó la primera rejilla de difracción. Así, no solo las interferencias producidas por una red de difracción mejoraban mucho la resolución espectral con respecto al prisma, sino que también permitían medir las diferentes longitudes de onda de la luz resuelta. La escala absoluta de longitudes de onda establecida por Fraunhofer abrió el camino para la comparación de los espectros obtenidos por los principales laboratorios de Europa, independientemente de la fuente de luz (llamas, Sol) y de los instrumentos. Fraunhofer realizó y publicó observaciones sistemáticas del espectro solar, y de las líneas oscuras que notó (1814) y cuyas longitudes de onda calculó y que todavía hoy se conocen como líneas de Fraunhofer.
En la década de 1820, los astrónomos John Herschel y William Fox Talbot emprendieron la observación espectroscópica sistemática de las diferentes sales químicas conocidas mediante el análisis del color de sus llamas, la espectroscopia de llama.
Mediados del (1830-1869) En 1835, Charles Wheatstone informó que podían reconocerse fácilmente las sales de diferentes metales gracias a las rayas claras del espectro de emisión de sus chispas generadas eléctricamente, una técnica alternativa al ensayo a la llama de los químicos. En 1849, Léon Foucault demostró experimentalmente que las secuencias de las líneas de absorción y de emisión del mismo color (de la misma longitud de onda) provenían del mismo cuerpo químico, siendo las otras diferencias debidas a la diferencia de temperatura de la fuente de luz.
En 1853, el físico sueco Anders Jonas Ångström (que conocía los resultados experimentales de Foucault) presentó sus observaciones y su teoría sobre los espectros de los gases a la Real Academia de Ciencias de Suecia en su trabajo: Optiska Undersökningar, postulando que los gases llevados a la incandescencia emitían rayos luminosos de la misma longitud de onda que aquellas que podían absorber: no conocía, como se ve, los resultados de los experimentos anteriores de Foucault. En la misma época, George Stokes y William Thomson (lord Kelvin) esbozaban hipótesis similares. Ångström también midió el espectro de emisión visible del hidrógeno, que posteriormente será denominado como líneas de Balmer.
En 1854 y 1855, David Alter publicó sus observaciones sobre el espectro de metales y de gases, incluyendo una observación independiente de las líneas de Balmer del hidrógeno.
thumb|Espectroscopio de Kirchhoff y Bunsen