Уильям Хёггинс (1824-1910) установил сходство спектров многих звёзд со спектром Солнца. Он показал, что свет испускается его раскалённой поверхностью, поглощаясь после этого газами солнечной атмосферы. Стало ясно, почему линии элементов в спектре Солнца и звёзд, как правило, тёмные, а не яркие. Хёггинс впервые получил и исследовал спектры газовых туманностей, состоящие из отдельных линий излучения. Это и доказало, что они газовые.

Хёггинс впервые изучил спектр новой звезды, а именно новой Северной Короны, вспыхнувшей в 1866 г., и обнаружил существование вокруг звезды расширяющейся газовой оболочки. Одним из первых он использовал для определения скоростей звёзд по лучу зрения принцип Доплера - Физо (его часто называют эффектом Доплера).

Незадолго до этого, в 1842 г., австрийский физик Кристиан Доплер (1803-1853) теоретически доказал, что частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем, зависит от скорости приближения или удаления их источника. Высота тона гудка локомотива, например, резко меняется (в сторону понижения), когда приближающийся поезд проезжает мимо нас и начинает удаляться.

Выдающийся французский физик Арман Ипполит Луи Физо (1819- 1896) в 1848 г. проверил это явление для лучей света в лаборатории. Он же предложил использовать его для определения скоростей звёзд по лучу зрения, так называемых лучевых скоростей, - по смещению спектральных линий к фиолетовому концу спектра (в случае приближения источника) или к красному (в случае его удаления). В 1868 г. Хёггинс таким способом измерил лучевую скорость Сириуса. Оказалось, что он приближается к Земле со скоростью примерно 8 км/с.

Последовательное применение принципа Доплера - Физо в астрономии привело к ряду замечательных открытий. В 1889 г. директор Гарвардской обсерватории (США) Эдуард Чарлз Пикеринг (1846-1919) обнаружил раздвоение линий в спектре Ми-цара - всем известной звезды 2-й звёздной величины в хвосте Большой Медведицы. Линии с определённым периодом то сдвигались, то раздвигались. Пикеринг понял, что это скорее всего тесная двойная система: её звёзды настолько близки друг к другу, что их нельзя различить ни в один телескоп. Однако спектральный анализ позволяет это сделать. Поскольку скорости обеих звёзд пары направлены в разные стороны, их можно определить, используя принцип Доплера - Физо (а также, конечно, и период обращения звёзд в системе).

В 1900 г. пулковский астроном Аристарх Аполлонович Белополь-ский (1854-1934) использовал этот принцип для определения скоростей и периодов вращения планет. Если поставить щель спектрографа вдоль экватора планеты, спектральные линии получат наклон (один край планеты к нам приближается, а другой - удаляется). Приложив этот метод к кольцам Сатурна, Белопольский доказал, что участки кольца обращаются вокруг планеты по законам Кеплера, а значит, состоят из множества отдельных, не связанных между собой мелких частиц, как это предполагали, исходя из теоретических соображений, Джеймс Клерк Максвелл (1831- 1879) и Софья Васильевна Ковалевская (1850-1891).

Одновременно с Белопольским такой же результат получили американский астроном Джеймс Эдуард Кйлер (1857-1900) и французский астроном Анри Деландр (1853-1948).

Примерно за год до этих исследований Белопольский обнаружил периодическое изменение лучевых скоростей у цефеид. Тогда же московский физик Николай Алексеевич Умов (1846-1915) высказал опередившую своё время мысль, что в данном случае учёные имеют дело не с двойной системой, как тогда полагали, а с пульсацией звезды.

Между тем астроспектроскопия делала всё новые и новые успехи. В 1890 г. Гарвардская астрономическая обсерватория выпустила большой каталог звёздных спектров, содержавший 10 350 звёзд до 8-й звёздной величины и до 25° южного склонения. Он был посвящён памяти Генри Дрэ-пера (1837-1882), американского любителя астрономии (по специальности врача), пионера широкого применения фотографии в астрономии. В 1872 г. он получил первую фотографию спектра звезды (спектрограмму), а в дальнейшем - спектры ярких звёзд, Луны, планет, комет и туманностей. После выхода первого тома каталога к нему не раз издавались дополнения. Общее число изученных спектров звёзд достигло 350 тыс.