Gökbilim, on dokuzuncu yüzyılda tayfölçerin bulunmasıyla büyük bir değişim geçirmiştir. Bir yıldızın teleskoptaki görüntüsü dikdörtgen biçiminde dar bir aralığa düşürülür ve bir prizmadan bu görüntüye bakılır. Prizma, yıldızdan gelen ışığı yıldızın spektnınm yani tayfı adı verilen bileşen dalga boylarına ayırır. Her renk yani dalga boyu bu dikdörtgen aralığın bir görüntüsünü oluşturduğu için, bu dikdörtgen biçimli görüntüler bir çizgi üzerinde yan yana sıralanır.
Yıldız bütün dalga boylarında hemen hemen eşit parlaklığa sahipse, ortaya çıkan tayf, gökkuşağına benzer bir biçimde renklerin birbirinin içinde eridiği bir sürekli tayf olarak gözlenir. Ama eğer yıldız bazı belirli dalga boylarında, örneğin hidrojen elementinin ya da demir elementinin karakteristik dalga boylarında daha parlak ışık veriyorsa, tayf üzerinde bu dalga boylarında salma çizgileri adı verilen parlak çizgiler gözlenir.
Öte yandan eğer belirli bazı dalga boylarındaki bütün ışık yıldızın yüzey katmanlarındaki madde tarafından soğuruluyorsa, tayf üzerinde bu dalga boylarında soğurma çizgileri adı verilen karanlık çizgiler gözlenir. Yeryüzündeki laboratuvar çalışmalarından hemen hemen bütün elementlerin karakteristik dalga boylarını bildiğimiz için, bu tayf çizgileri yıldızlarda hangi elementlerin bulunduğunu anlamak bakımından çok işimize yarar. Helyum elementi karakteristik tayf çizgileri yardımıyla önce Güneş’te bulunmuş, Dünya’daki varlığı daha sonra keşfedilmiştir.