Gli atomi di un elemento chimico (o le molecole di un composto) sono caratterizzati da una propria specifica struttura di livelli energetici consentiti. Un atomo può interagire energeticamente con l'ambiente (attraverso quanti di luce, i fotoni, o urti con altre particelle) solo se lo scambio di energia corrisponde esattamente alla differenza di energia tra i propri livelli.
Poiché l'energia di un fotone è proporzionale alla sua frequenza, l'insieme delle frequenze della luce che un elemento chimico può emettere o assorbire è univocamente determinato: la serie di righe spettrali dell'elemento. Corrisponde alle "impronte digitali" dell'elemento o composto chimico.
Illuminando un particolare elemento chimico (in forma gassosa) con fotoni di tutte le frequenze (colori), se vi è un numero sufficiente di atomi in un assegnato livello energetico, nello spettro emergente dal gas si osserverà che manca luce (righe di assorbimento) in strettissimi intervalli di frequenza (colore) che corrispondono a salti energetici tra l'assegnato livello dell'atomo e i superiori: i fotoni mancanti hanno fatto transitare un certo numero di atomi in differenti livelli energetici.
Per osservare una particolare riga spettrale di un elemento occorre non solo che vi sia l'elemento nella regione attraversata dal nostro fascio di luce ma che sia anche sufficientemente popolato il livello energetico da cui parte la transizione che possa assorbire quella riga. Il numero di atomi, per unità di volume, nei vari livelli energetici dipende dalla densità numerica di atomi dell'elemento, temperatura, densità elettronica, pressione.
L'atmosfera solare (che è, per definizione, lo strato da cui provengono i fotoni che emergono dal Sole) è caratterizzata da una struttura di temperatura che decresce verso l'esterno nello strato più profondo e denso (la fotosfera) da circa 5700 °C a 4100 °C, cresce, poi, lentamente fino a circa 10 000 °C (cromosfera) per poi raggiungere rapidamente il milione e mezzo di gradi della corona.
La distribuzione degli elementi nei diversi stati energetici e di ionizzazione varia ampiamente con la quota nell'atmosfera.
Le righe nell'intervallo del visibile dello spettro solare è essenzialmente fotosferico e di bassa cromosfera, caratterizzato da una miriade di righe di assorbimento. Le più rilevanti sono due righe del calcio ionizzato una volta (le H e K), seguite delle righe della serie di Balmer dell'idrogeno (il livello di partenza è il primo stato eccitato) e poi righe magnesio, le righe gialle del sodio e una moltitudine di strette righe del ferro, del ferro ionizzato una volta, del titanio e del titanio ionizzato.
Nell'ultravioletto lo spettro è essenzialmente quello dell'alta cromosfera e corona con righe di emissione dell'elio, della serie di Lyman dell'idrogeno (il livello di partenza è lo stato fondamentale), di elementi altamente ionizzati: ossigeno fino a 5 volte ionizzato, carbonio fino a 2 volte ionizzato, silicio ionizzato fino a 11 volte, ferro ionizzato fino ad 16 volte, magnesio ionizzato fino a 10 volte, neon ionizzato fino a 6 volte.
Proprio la variazione delle popolazioni dei livelli energetici con la temperatura (e, quindi, la quota nell'atmosfera solare) permette, utilizzando le varie righe spettrali, un'analisi in quota delle proprietà fisiche dell'atmosfera solare: temperatura, pressione, velocità, turbolenza, campi magnetici ecc.