В результате серьезных осложнений, поразивших английскую оптическую промышленность в конце XVIII в., Германия снова перехватила коммерческую инициативу. Имя Йозефа Фраунгофера стало синонимом возникшей в итоге новой и очень важной научной деятельности. В 1806 г. этот сын стекольщика поступил на службу в мюнхенскую кампанию Утцшнайдера, Рейхенбаха и Либхерра. Сначала, с 1809 по 1813 г., он работал с Гинаном, совершенствуя качество различных сортов оптического стекла. Для шлифовки и полировки компонентов ахроматических объективов большинство предыдущих мастеров отбирали заготовки, используя метод проб и ошибок, но в 1814 г. Фраунгофер подошел к этому вопросу с научной точки зрения и научился прогнозировать оптические свойства стекла, используя в качестве источника света яркие желтые линии в спектре пламени. Он производил точные измерения углов, под которыми свет входил и выходил из призмы, приспособив для этого обычный теодолит. Действуя таким образом, он создал то, что сегодня является стандартной частью лабораторного оборудования, – спектрометр.

Изучение цвета звезд с помощью спектроскопов не было чем-то новым. Уже в 1798 г. Уильям Гершель сравнил спектры шести ярчайших звезд неба, отметив, что они существенно различаются по пропорциям и интенсивности различных цветов. И конечно, он был не в состоянии объяснить увиденное. Подход Фраунгофера, сосредоточенный на спектре Солнца, оказался бесценным, поскольку открыл доступ к рассмотрению всей этой темы в целом. В ходе сравнения спектра от пламени со спектром, полученным с помощью призмы от солнечного света, он обратил внимание на исчерченность последнего бесчисленным количеством темных линий. (На деле, некоторые из них были зарегистрированы Уильямом Хайдом Волластоном в 1802 г.) Отдельные темные линии, как он позже осознал, имели аналоги в спектрах, полученных от пламени в лаборатории, и, несмотря на большое сходство спектра Солнца со спектрами других ярких звезд, между ними существуют и тонкие различия. В течение следующих десятилетий эти наблюдения служили исследовательским базисом для множества физиков вплоть до революционной интерпретации спектра, предложенной в 1859 г. Кирхгофом и Бунзеном. Эта интерпретация ознаменовала собой ни много ни мало рождение современной астрофизики – астрономической спектроскопии.

Роберт Вильгельм Бунзен был одним из ведущих химиков-экспериментаторов столетия, в то время как Густав Роберт Кирхгоф – выдающимся физиком-теоретиком, присоединившимся к Бунзену в Гейдельберге в 1854 г. Джон Гершель и У. Г. Фокс Тальбот в 1823 и 1826 гг. соответственно активно поддерживали химический анализ, совершаемый на основе спектрального наблюдения, и к 1850‐м гг. этот метод был широко известным, хотя и редко используемым. Бунзен экспериментировал с данными методами при изучении солей, а именно используя окрашивание пламени, где они сжигались, как в том случае, когда соли натрия делали цвет пламени ярко желтым – пламени, которое Фраунгофер связывал с «D-линиями» в спектре Солнца. Новый и решающий вклад Кирхгофа заключался во введении в работу Бунзена элемента точности посредством измерения его цветов с помощью спектрометра. К 1860 г. эти два человека показали, что каждый металл имеет в высшей степени характерную линию в спектре. Это привело Бунзена к анализу щелочных соединений, результатом чего стало открытие двух новых элементов – цезия и рубидия.

Уже в 1859 г. Кирхгоф совершил открытие, существеннейшим образом повлиявшее на всю будущую астрономию. Он был удивлен, открыв, что если пропустить должным образом ослабленный солнечный свет через натриевое пламя до того, как он попадет в спектрометр, то темные спектральные D-линии («линии Фраунгофера») будут заменены яркими линиями пламени; но в ярком солнечном свете, прошедшем через пламя, темные линии становятся еще темнее. Его объяснение этого обстоятельства заключалось в том, что среда, способная излучать спектральные линии (то есть линии определенной длины волны), способна также и поглощать свет той же длины волны. Десятью годами ранее Уильям Стокс пришел к аналогичному заключению, касающемуся D-линий в лабораторном пламени и в спектре поглощения, и даже предложил теоретическое объяснение, использовав для этого понятие атомного резонанса, но его идеи не получили должного отклика, и странно, что Кирхгоф впоследствии не хотел иметь ничего общего с этим фундаментальным объяснением указанного феномена. Однако главный вывод Кирхгофа – тот, который он вывел в день наблюдения обращения линий, – был весьма сенсационным. Он увидел, что на Солнце присутствует не только натрий, но и многие другие не идентифицированные элементы. На это указывали соответствующие фраунгоферовы линии. Многие представляли химию небесных тел в качестве прекрасной иллюстрации недосягаемого знания, однако она все же оказалась в пределах доступности как минимум посредством наблюдения.

В течение нескольких недель Кирхгоф разработал количественную теорию испускания и поглощения света, не такую фундаментальную, как теория Стокса, но во многом более полезную для развития физики. Согласно его выводу, отношение поглощательной способности поверхности к ее излучательной способности одинаково для всех тел при заданной температуре. (Вывод верен в пределах заданного интервала длин волн.) Этот закон излучения стал одним из главных элементов термодинамики излучения. В том, что касается астрофизики, он позволил включить температуру в число измеримых небесных параметров. Таким образом, астрономия претерпела революционное изменение еще в одном отношении посредством открытия, которое на первый взгляд не имело с ней почти ничего общего.