Si possono associare le righe spettrali osservate in una stella, nebulosa o galassia, a particolari elementi chimici poiché le stesse righe vengono rilevate, in laboratorio, nello spettro della luce emessa dall'elemento quando questo è riscaldato.  Questi stessi esperimenti di spettroscopia in laboratorio fornirono a cavallo tra l'800 e il 900 la base fenomenologica della teoria atomica: gli spettroscopisti catalogarono le transizioni tra stati energetici degli elettroni di un atomo come permessi o proibili, a seconda se erano o non erano visibili righe di emissione alla lunghezza d'onda corrispondente all'energia della transizione.
Successivamente, le righe corrispondenti ad alcune transizioni catalogate come proibite furono osservate negli spettri di alcune nebulose. Infatti, l'emissione di un fotone è stimolata da una collisione tra atomi, la quale fornisce l'energia necessaria a far andare l'elettrone in uno stato di energia più alto; l'elettrone decade poi in uno stato di energia più basso emettendo un fotone. Questo però avviene a patto che l'atomo sia lasciato imperturbato per un tempo sufficientemente lungo, altrimenti l'energia viene persa in una collisione successiva. Le linee che si vedono corrispodono quindi alle transizioni che riescono ad avvenire entro il tempo che intercorre tra due collisioni successive.
Il gas diffuso in una galassia ha una densità estremamente bassa, tanto che questa viene misurata dagli astronomi in termini di particelle per centrimetro cubo, per valori che possono andare da 0.001 a 1000. In queste condizioni di rarefazione estrema, più spinta di qualsiasi vuoto ottenibile in laboratorio, il tempo che intercorre tra due urti è molto più lungo. In questo caso transizioni con tempi di decadimento relativamente elevati, dette "metastabili", possono avere luogo, dando origine a righe di emissione non osservabili in laboratorio, le cosiddette "righe proibite". La riga più famosa è quella dell'idrogeno alla lunghezza d'onda di 21 cm, che corrisponde alla transizione tra i due stati in cui i momenti magnetici di elettrone e protone sono allineati o opposti. Questa riga permette di osservare la componente di idrogeno neutro, che altrimenti risulterebbe molto difficile da rilevare.
In generale, le righe proibite sono associate a regioni di gas diffuso riscaldate da una luce ultravioletta molto potente, generata da stelle molto grandi o da materia che accresce su un buco nero supermassiccio. Una riga di emissione proibita nello spettro di una galassia rileva quindi la presenza di formazione stellare (le stelle molto massicce hanno vita breve, per cui la loro presenza è associata a episodi di formazione stellare) o di un nucleo galattico attivo.