Metodes pamatā ir zvaigžņu spektru iegūšana ar spektrogrāfu, kas pievienots teleskopam. Spektros novērojamo absorbcijas līniju intensitāte ļauj noteikt zvaigžņu virsmas temperatūru, starjaudu un ķīmisko sastāvu. Spektrāllīniju viļņa garums un tā izmaiņas ļauj sekot zvaigžņu kustībai telpā. 

Zvaigžņu spektroskopija pamatojas uz zvaigžņu spektra iegūšanu. Zvaigznes spektrs formējas zvaigznes atmosfēras slānī – fotosfērā. Vispirms dziļākajos un karstākajos fotosfēras slāņos veidojas gaisma ar nepārtrauktu absolūti melna ķermeņa spektru. Tālāk šo gaismu, kas virzās uz zvaigznes ārpusi caur ārpuses virsmai tuvākiem un vēsākiem atmosfēras slāņiem, pie noteikta viļņa garuma absorbē joni, atomi un molekulas. Tā rezultātā spektrs vairs nav nepārtraukts – tajā parādās absorbcijas līnijas. Dažās zvaigznēs rodas arī emisijas līnijas. Zvaigznes gaismas ceļā līdz novērotājam rodas vēl papildu spektrāllīnijas starpzvaigžņu vidē un Zemes atmosfērā esošo vielu ietekmē.

Zvaigžņu spektru iegūšanai izmanto spektrogrāfus, kas pievienoti teleskopiem. Populārākie ir spraugas spektrogrāfi, kam teleskopa fokālajā plaknē ir šaura sprauga vai optiskās šķiedras ieeja, kas ļauj izolēt pētāmās zvaigznes gaismu no pārējiem teleskopa redzeslaukā esošajiem objektiem. Caur šo spraugu (vai optisko šķiedru) gaisma tiek novadīta uz spektrogrāfu, kurā tā tiek sadalīta spektrā. Visbiežāk šim nolūkam lieto atstarojošu difrakcijas režģi. Spektrā sadalītā gaisma tiek novirzīta uz detektoru, kas visbiežāk ir lādiņa saites matrica. Ar šādu spektrogrāfu vienā piegājienā iespējams uzņemt tikai vienas zvaigznes spektru – tas ir viena objekta spektrogrāfs. Pie spektrogrāfiem, ar kuriem vienlaicīgi var uzņemt vairāku zvaigžņu spektrus, pieder: 

1. prizmas objektīva spektrogrāfi, kuros zvaigžņu gaisma tiek sadalīta spektrā, vēl pirms tā nonāk teleskopā,
2. vairāku objektu spektrogrāfi, kam teleskopa fokālajā plaknē ir vairākas spraugas vai optisko šķiedru ieejas,
3. integrālā lauka spektrogrāfi, ar kuriem uzņem nevis izvēlētu zvaigžņu spektrus, bet gan sīkās vienībās sadalītu teleskopa redzeslauka spektru. 

Būtisks spektroskopijas un spektrogrāfu raksturojošs parametrs ir spektrālā izšķirtspēja, ko izsaka formula:

R = λ/Δλ,

kur ar Δλ apzīmēts mazākais attālums viļņu garumu skalā, pie kura iespējams izšķirt divas blakus esošas spektrāllīnijas pie attiecīgā viļņa garuma λ.

Pēc spektrālās izšķirtspējas spektroskopiju iedala: zemas izšķirtspējas spektroskopijā (R<1000), vidējas izšķirtspējas spektroskopijā (1000<R<10000) un augstas izšķirtspējas spektroskopijā (R>10000). Jo spektrs ir ar lielāku spektrālo izšķirtspēju, jo detalizētāku un precīzāku informāciju par zvaigzni iespējams iegūt, bet, lai to uzņemtu, ir nepieciešams ievērojami ilgāks laiks nekā mazāku spektrālo izšķirtspēju gadījumā. Parasti spektrogrāfi, ar kuriem var uzņemt vairāku zvaigžņu spektrus vienlaicīgi, ir ar zemu vai vidēju izšķirtspēju, un tos lieto, piemēram, spektrālajā klasifikācijā vai zvaigžņu kopu pētījumos. Ar augstas izšķirtspējas spektrogrāfiem tipiski vienā laikā var novērot tikai vienu zvaigzni, un tos lieto, piemēram, detalizētos zvaigžņu ķīmiskā sastāva pētījumos. Pamatā zvaigžņu spektroskopiju veic optiskajā diapazonā. Zvaigžņu spektrus pēta arī citos viļņu garumos, piemēram, neitronu zvaigžņu – rentgenstaros un protozvaigznes – radioviļņos. Lai spriestu par zvaigžņu fizikālajām un ķīmiskajām īpašībām, to spektros aplūko nepārtrauktā spektra formu, identificē dažādas absorbcijas vai emisijas līnijas, mēra to intensitātes un viļņa garumus, nosaka formu, kā arī novēro to mainīgumu laikā.

Īzaks Ņūtons (Sir Isaac Newton) pirmais novēroja Saules spektru 1666. gadā. I. Ņūtonam neizdevās novērot absorbcijas līnijas, jo viņa lietotajam spektrogrāfam bija pārāk maza spektrālā izšķirtspēja. Dažas absorbcijas līnijas izdevās novērot angļu ķīmiķim Viljamam Volastonam (William Hyde Wollaston) 1802. gadā, bet viņš neuzskatīja, ka tās rodas Saulē, bet gan domāja, ka tā ir fundamentāla gaismas īpašība. 1814. gadā Jozefs fon Fraunhofers (Joseph von Fraunhofer) novēroja vairāk nekā 500 absorbcijas līniju Saules spektrā un pamatoja, ka tās ir tieši Saulei raksturīgas spektrāllīnijas. 1817. gadā viņš novēroja arī citu spožu zvaigžņu spektrus un secināja, ka katrai zvaigznei tie ir atšķirīgi. Līdz šim nebija skaidrs mehānisms, kā rodas zvaigžņu spektri. Sapratni par zvaigžņu spektra rašanos veicināja Gustavs Kirhofs (Gustav Robert Kirchhoff) un Roberts Bunzens (Robert Wilhelm Eberhard Bunsen). 1858. gadā viņi noskaidroja, kādos apstākļos veidojas absorbcijas un emisijas līnijas un nepārtraukts spektrs. 1860. gadā, salīdzinot J. Fraunhofera Saulē novēroto līniju pozīcijas ar laboratorijā novērotajām, viņi secināja, ka absorbcijas līnijas Saules spektrā ir saistītas ar tās ķīmisko sastāvu. Pirmais, kas mēģināja klasificēt zvaigznes pēc to spektra īpašībām, bija Andželo Seki (Angelo Secchi) 1863. gadā. Hārvarda koledžas (Harvard College) observatorijā 19. gs. beigās un 20. gs. sākumā darbu pie zvaigžņu liela apjoma spektrālās klasifikācijas veica Edvards Pikerings (Edward Charles Pickering), Viliamīna Fleminga (Williamina Paton Stevens Fleming), Antonija Morija (Antonia Maury) un Annija Kenona (Annie Jump Cannon). 

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 v_r var aprēķināt, izmantojot formulu:

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.