光譜學的研究已有三百多年的歷史了。1666年，I.牛頓把通過玻璃棱鏡的太陽光展成從紅光到紫光的各種顏色的光譜，他發現白光是由各種顏色的光組成的。這是最早對光譜的研究。其后一直到1802年，W.H.渥拉斯頓與1814年 J.von夫瑯和費彼此獨立地觀察到了光譜線。每條譜線只代表一種“顏色”的光。這里顏色一詞是廣義的。牛頓之所以沒有能觀察到光譜線，是因為他使太陽光通過了圓孔而不是通過狹縫。在1814～1815年之間，夫瑯和費公布了太陽光譜中的許多條暗線，并以字母來命名，其中有些命名沿用至今。此后便把這些線稱為夫瑯和費暗線。
實用光譜學是由基爾霍夫,G·R與本生，R·W.E.在19世紀60年代發展起來的；他們證明光譜學可以用作定性化學分析的新方法，還利用這種方法發現了幾種當時還為人所不知的元素，并且證明了在太陽里存在著多種已知的元素。
從19世紀中葉起一直是光譜學研究的重要課題之一。在試圖說明氫原子光譜的過程中，所得到的各項成就對量子力學法則的建立起了很大促進作用。這些法則不僅能夠應用于氫原子，也能應用于其他原子、分子和凝聚態物質。事實上，它們終于成為近代化學、固體物理乃至應用學科諸如電子學的基礎。
氫原子光譜中最強的一條譜線是1853年由瑞典物理學家A.J.埃斯特朗探測出來的（光波波長的單位即以他的姓氏命名，1埃等于10-8厘米）。此后的20年中，在星體的光譜中觀測到了更多的氫原子譜線。1885年，從事天文測量的瑞士科學家J.J.巴耳末找到一個經驗公式來說明已知的氫原子譜線的位置。此后便把這一組線稱為巴耳末系。繼巴耳末的成就之后，1889年，瑞典光譜學家J.R.里德伯發現了許多元素的線狀光譜系，其中最為明顯的為堿金屬原子的光譜系，它們都能滿足一個簡單的公式——里德伯公式。這個公式后來寫成
(1)1/λ=R[(1/m2)-(1/n2)]+bn+c
其中λ為波長，以埃為單位。m和n取正整數1，2，3,…。b和с為常數，其數值依賴于不同元素不同線系。R的值對于所有元素的線系都幾乎相同，稱為里德伯常量。當式(1)中的b，с都等于零時，則式(1)簡化為巴耳末公式。
1/λ=R[(1/m2)-(1/n2)](2)
以適當的m和n的值代入式(2)中，就得到了氫原子光譜中所有譜線的波長。
盡管氫原子光譜線的波長的表示式(2)十分簡單，但對其起因當時卻茫然不知。一直到1913年，N.玻爾才對它作出了明確的解釋。玻爾不僅導出式(2),而且也計算出里德伯常數的數值。雖然玻爾理論在概念上比以前有了很大進展，但玻爾理論并不能解釋所觀測到的原子光譜的各種特征，即使對于氫原子光譜的進一步的解釋也遇到了困難。例如，早在1892年A.A.邁克耳孫就發現了巴耳末系中的最強線實際上是由緊靠近的兩條線組成的，它們之間的間隔約為0.14埃。
能夠滿意地解釋這種光譜線的分裂以及其他復雜原子光譜的是20世紀發展起來的量子力學。電子不僅具有軌道角動量，而且還具有自旋角動量。這兩種角動量的結合便成功地解釋了光譜線的分裂現象。電子自旋的概念首先是在1925年由G.E.烏倫貝克和S.A.古茲密特作為假設而引入的，以便解釋堿金屬原子光譜的測量結果。在P.A.M.狄拉克的相對論性量子力學中，電子自旋（包括質子自旋與中子自旋）的概念有了牢固的理論基礎，這乃是基本方程的自然結果而不是作為一種特別的假設了。
1896年，P.塞曼把光源放在磁場中來觀察磁場對光譜線的影響。結果發現所研究的光譜線分裂成為密集的三重線，而且這些譜線都是偏振的。現代把這種現象稱為塞曼效應。1897年，H.A.洛倫茲對于這個效應作了滿意的解釋，其基本概念是光由各向同性的諧振子發射出來的，這些諧振子的運動在磁場中受到了磁力線的作用，產生了塞曼分裂。但是，1898年，T.普雷斯頓觀察到鋅線（4722埃）與鎘線（4800埃）在磁場中分裂為四重線而非三重線。類似的現象別人也觀察到了。后來人們便把譜線的三重線分裂稱為正常塞曼效應，而把所有例外情況稱為反常塞曼效應。
塞曼效應不僅在理論上具有重要意義，而且在實用上也是重要的，在復雜光譜的分類中，塞曼效應是一種很有用的方法，有效地幫助了人們對于復雜光譜的理解。另一方面，被稱為斯塔克效應的光譜線在電場中的分裂（1913）則僅具有理論意義，而對于光譜線的分析卻無實際用途。