W opisie układów podwójnych i wielokrotnych można na podstawie wielkości amplitud zmian prędkości gwiazd układu wnioskować o ich masie.
Historia spektroskopii astronomicznej + Najważniejsze spośród zaobserwowanych przez Fraunhofera linii widmowych (pośród nich słynny dublet sodowy) OznaczenieFraunhofera Długość fali(nm) Chemicznepochodzenie linii Szerokośćrównoważna (pm) A 759,370 atmosferyczny O2 – B 686,719 atmosferyczny O2 – C 656,281 wodór alfa (Hα) 402,0 D1 589,592 obojętny sód (Na I) 56,4 D2 588,995 obojętny sód (Na I) 75,2 E 527,039 obojętne żelazo (Fe I) F 486,134 wodór beta (Hβ) 368,0 G 431,42 CH molekuła H 396,847 zjonizowany wapń (Ca II) 1546,7 K 393,368 zjonizowany wapń (Ca II) 2025,3 L 382,044 żelazo N 358,121 żelazo P 336,112 zjonizowany tytan T 302,108 żelazo
Początków spektroskopii jako gałęzi naukowej można szukać w badaniach Newtona, który w 1666 roku rozszczepił światło przy pomocy pryzmatu i uzyskał obraz widmowy światła słonecznego. O swoim odkryciu i obserwacjach napisał w książce z 1704 r. pt. Optics, gdzie wyjaśnia naturę koloru, oraz zależność od niego współczynnika załamania światła. Na początku XVIII w. także inni uczeni (Kartezjusz, R. Hooke, W. Herschel) przeprowadzili ten eksperyment. Dla lepszego przestudiowania zjawiska W.