Zvaigžņu spektroskopijas metode tiek plaši pielietota astrofizikā. Ar spektroskopijas palīdzību tiek noteiktas zvaigžņu fizikālās un ķīmiskās īpašības, kas tiek izmantotas zvaigžņu klasifikācijā. Tas, kādas spektrāllīnijas zvaigžņu spektros ir novērojamas, galvenokārt atkarīgs no to virsmas temperatūras. Piemēram, tikai pašu karstāko zvaigžņu fotosfērās ķīmiskais elements hēlijs var atrasties jonizētā stāvoklī, tāpēc tikai tajās ir novērojamas šī jona spektrāllīnijas. Savukārt tikai pašās vēsākajās zvaigznēs fotosfēras temperatūra ir pietiekami zema, lai molekulas netiktu sagrautas, tāpēc tikai tajās novēro molekulu absorbcijas līnijas. Uz šo saistību balstās mūsdienās plaši pielietotā spektrālās klasifikācijas shēma, kurā zvaigznes secībā no karstākās uz vēsāko iedala spektra klasēs, kuras apzīmē ar burtiem O, B, A, F, G, K, M, L un T. Katru klasi iedala sīkāk, izmantojot ciparus no 0 līdz 9, kur 0 atbilst attiecīgās klases karstākajām zvaigznēm, savukārt 9 – vēsākajām. Klasifikācijas process pamatojas uz dažādu spektrāllīniju intensitāšu un to attiecību noteikšanu. Būtiskākās līnijas, kas tiek izmantotas klasifikācijā, ir ūdeņraža Balmera līnijas, hēlija atoma līnijas, kalcija jona līnijas pie 396,8 un 393,4 nanometriem, metilidīna (CH) molekulas un metālu absorbcijas josla pie 430 nanometriem, kā arī titāna oksīda molekulas līnijas. Pat ja zvaigznes ir ar vienādu temperatūru, to spektrs var būt atšķirīgs dažādas starjaudas dēļ. Ja zvaigznes starjauda ir lielāka, spektrāllīniju platums ir mazāks, salīdzinot ar zemākas starjaudas zvaigzni. Balstoties uz šo kritēriju, zvaigznes tiek iedalītas ar starjaudu saistītās klasēs. Vienkāršoti – tās ir I, II, III, IV, V klases, kas attiecīgi atbilst pārmilžiem, spožajiem milžiem, milžiem, zemmilžiem un punduriem jeb galvenās secības zvaigznēm. Piemēram, Saule ir G2 spektra klases un V starjaudas klases zvaigzne. Zinot zvaigznes spektra klasi, iespējams novērtēt tās temperatūru un starjaudu, un kombinācijā ar zvaigznes spožuma mērījumiem – tās attālumu. Zvaigžņu spektri sniedz informāciju arī par zvaigžņu kustību telpā. Ja zvaigzne attiecībā pret novērotāju tuvojas vai attālinās, tad Doplera efekta ietekmē mainās no tās nākošās gaismas viļņa garums. Praksē viļņa garuma nobīdi nosaka pēc spektrāllīniju pozīcijām un zvaigznes ātrumu attiecībā pret novērotāju jeb radiālo ātrumu vr var aprēķināt, izmantojot formulu:

Formula radiālā ātruma aprēķinam.
kur λ ir spektrāllīnijas viļņa garums zvaigznes spektrā, λ0 ir attiecīgās spektrāllīnijas viļņa garums gadījumā, kad tās avots attiecībā pret novērotāju nepārvietojas, un c ir gaismas ātrums.
Ja zvaigzne no novērotāja attālinās, spektrāllīnijas nobīdās uz garo viļņu pusi un radiālais ātrums ir pozitīvs. Ja zvaigzne tuvinās, nobīde ir mazāku viļņa garumu virzienā un radiālais ātrums negatīvs. Zvaigznes kustības izraisītā viļņa garuma nobīde tiek izmantota dubultzvaigžņu sistēmu pētniecībā. Šajā gadījumā zvaigznes radiālais ātrums mainās periodiski, jo zvaigzne pati atrodas periodiskā orbītā ap abu zvaigžņu sistēmas masas centru. Izmantojot šo efektu, iespējams pētīt arī eksoplanētas. Zvaigznei rotējot ap savu asi, viena tās puse kustas virzienā uz novērotāju, savukārt otra – prom no novērotāja. Rezultātā palielinās spektrāllīniju platumi, ko izmanto zvaigznes rotācijas ātruma novērtēšanai. Ar radiālā ātruma mērījumiem iespējams pētīt arī maiņzvaigznes, kuras maina savu spožumu pulsāciju dēļ. Detalizētu informāciju par fizikālajiem apstākļiem un ķīmisko sastāvu zvaigžņu atmosfērā var iegūt, izmantojot augstas izšķirtspējas spektrus kombinācijā ar teorētiskiem modeļiem. Pēc vāju un vidēji spēcīgu līniju intensitātes iespējams noteikt zvaigznes virsmas temperatūru, brīvās krišanas paātrinājumu, ķīmisko elementu koncentrāciju fotosfērā, kā arī spriest par vielas kustību tajā. Spektrāllīniju sašķelšanās un forma sniedz informāciju par magnētisko lauku zvaigznes atmosfērā.