La historia de la espectroscopia empezó en el siglo XVII. Distintos avances en óptica, especialmente en prismas, permitieron realizar observaciones sistemáticas del espectro solar. Isaac Newton fue el primero en aplicar la palabra espectro para describir el arcoíris de colores que se combina para formar la luz blanca. Durante los primeros años 1800, Joseph von Fraunhofer hizo avances experimentales con espectrómetros dispersivos, convirtiendo la espectroscopia en una técnica científica cuantitativa y más precisa. Desde entonces, la espectroscopia continúa desarrollando un papel significativo en química, física y astronomía.
Los romanos ya conocían la capacidad de un prisma para generar un arco iris de colores. Ya en el siglo XIV, el erudito Thierry de Freiberg (1311) describió la Dispersión refractiva de la luz por medio de una dioptrio grueso (en este caso, urinales) e intentó explicar sobre esta base el fenómeno del arco iris. Con el éxito de La Magie naturelle (1558) de della Porta, los dioptrios de vidrio se convirtieron en curiosidades que estaban disponibles en las ferias. Así, en 1672, Newton escribió a uno de sus corresponsales:
Newton es tradicionalmente considerado como el fundador de la espectroscopia, aunque no fue el primer científico que estudió e informó sobre el espectro solar y hay trabajos de Atanasio Kircher (1646), Johannes Marcus Marci (1648), Robert Boyle (1664), y Francesco Maria Grimaldi (1665). Newton sí fue quien primero estudió este fenómeno sistemáticamente (1666-1672), y en su tratado Opticks publicó sus resultados sobre la dispersión de la luz. Primero señaló cómo la luz blanca se podía descomponer en componentes monocromáticos con un prisma; luego demostró que no era el prisma el que emitía o producía los colores, sino que este dioptrio solo separaba los constituyentes de la luz blanca; a su vez estos componentes podían ser recombinados para generar luz blanca.
Aunque la teoría corpuscular de la luz formulada por Descartes y Newton fue sustituida gradualmente por la teoría ondulatorio de Huygens y Fresnel, sin embargo, fue necesario esperar al siglo XIX para que la medición cuantitativa de las líneas de luz se beneficiara de un protocolo universalmente reconocido y adoptado. Como será el caso durante mucho tiempo de sus continuadores, Newton usó como fuentes de luz blanca a veces la llama de una bujía, a veces la luz del Sol o de las estrellas. Los nuevos experimentos realizados con prismas proporcionaron las primeras pistas de que los espectros eran característicos de los constituyentes químicos: al quemar diferentes sales en soluciones en alcohol, los estudiosos constataron que la luz de la llama, una vez descompuesta por el prisma, daba sucesiones de colores diferentes. Estas observaciones aún eran cualitativas y las líneas se describían con los nombres de los colores, no con números.
En 1802, William Hyde Wollaston construyó un espectrómetro, mejorando el modelo de Newton, que incluía una lente para enfocar el espectro del Sol sobre una pantalla. Al usarlo, Wollaston se dio cuenta de que los colores no se distribuían uniformemente, sino que faltaban parches de colores, que aparecían como bandas oscuras en el espectro del sol. En ese momento, Wollaston creía que estas líneas eran límites naturales entre los colores, pero esta hipótesis se descartó posteriormente en 1815 por el trabajo de Fraunhofer.
El óptico bávaro Joseph von Fraunhofer dio un significativo salto adelante experimental al reemplazar el prisma por una rejilla de refracción como instrumento de dispersión de las longitudes de onda. Fraunhofer partió de las teorías de la interferencia de la luz desarrolladas por Thomas Young, François Arago y Augustin Fresnel. Hizo sus propios experimentos para estudiar el efecto de la difracción al pasar la luz a través de una única ranura rectangular, luego mediante dos ranuras, y así sucesivamente hasta desarrollar un diafragma perforado con miles de ranuras equidistantes pero muy espaciadas; así formó la primera rejilla de difracción. Así, no solo las interferencias producidas por una red de difracción mejoraban mucho la resolución espectral con respecto al prisma, sino que también permitían medir las diferentes longitudes de onda de la luz resuelta. La escala absoluta de longitudes de onda establecida por Fraunhofer abrió el camino para la comparación de los espectros obtenidos por los principales laboratorios de Europa, independientemente de la fuente de luz (llamas, Sol) y de los instrumentos. Fraunhofer realizó y publicó observaciones sistemáticas del espectro solar, y de las líneas oscuras que notó (1814) y cuyas longitudes de onda calculó y que todavía hoy se conocen como líneas de Fraunhofer.
A lo largo de la década de 1800, un numeroso grupo de estudiosos impulsó las técnicas y la comprensión de la espectroscopia.
En la década de 1820, los astrónomos John Herschel y William Fox Talbot emprendieron la observación espectroscópica sistemática de las diferentes sales químicas conocidas mediante el análisis del color de sus llamas, la espectroscopia de llama.
En 1835, Charles Wheatstone informó que podían reconocerse fácilmente las sales de diferentes metales gracias a las rayas claras del espectro de emisión de sus chispas generadas eléctricamente, una técnica alternativa al ensayo a la llama de los químicos. En 1849, Léon Foucault demostró experimentalmente que las secuencias de las líneas de absorción y de emisión del mismo color (de la misma longitud de onda) provenían del mismo cuerpo químico, siendo las otras diferencias debidas a la diferencia de temperatura de la fuente de luz.
En 1853, el físico sueco Anders Jonas Ångström (que conocía los resultados experimentales de Foucault) presentó sus observaciones y su teoría sobre los espectros de los gases a la Real Academia de Ciencias de Suecia en su trabajo: Optiska Undersökningar, postulando que los gases llevados a la incandescencia emitían rayos luminosos de la misma longitud de onda que aquellas que podían absorber: no conocía, como se ve, los resultados de los experimentos anteriores de Foucault. En la misma época, George Stokes y William Thomson (lord Kelvin) esbozaban hipótesis similares. Ångström también midió el espectro de emisión visible del hidrógeno, que posteriormente será denominado como líneas de Balmer.
En 1854 y 1855, David Alter publicó sus observaciones sobre el espectro de metales y de gases, incluyendo una observación independiente de las líneas de Balmer del hidrógeno.
En la década de 1860 se abordó la compilación de un catálogo sistemático de los espectros de las diferentes especies químicas, con la investigación del físico alemán Gustav Kirchhoff y del químico Robert Bunsen. Bunsen y Kirchhoff aplicaron las técnicas ópticas de Fraunhofer —mientras Bunsen por su parte mejoraba la calidad de la fuente de llama— y desarrollaron un protocolo experimental riguroso para estudiar en detalle los espectros de los compuestos químicos. Estos dos científicos confirmaron el vínculo único entre los elementos químicos y su espectro característico. En el proceso, fundamentaron la técnica de espectroscopia analítica. En 1860, publicaron sus investigaciones sobre los espectros de ocho elementos y reconocieron la presencia de estos mismos elementos en diferentes productos químicos, demostrando que la espectroscopia podría usarse para detectar los componentes químicos conocidos y reconocer los elementos químicos aún desconocidos. Kirchhoff y Bunsen también establecieron definitivamente el vínculo entre las líneas de absorción y las líneas de emisión, lo que les permitió atribuir la presencia de ciertas líneas de absorción del espectro solar a elementos químicos particulares. Kirchhoff realizó una investigación fundamental sobre la naturaleza de los espectros de absorción y de emisión, lo que lo llevó a enunciar la que ahora se llama la ley de Kirchhoff de la radiación térmica. La aplicación de esta ley a la espectroscopia realizada por Kirchhoff queda reflejada en las tres leyes de la espectroscopia:
Angelo Secchi, director del observatorio del Collegio Romano, se comprometió en el camino emprendido por Kirchhoff, repertoriando las estrellas según su espectro luminoso. Estaba convencido de que las estrellas se repartían según una gradación lógica a gran escala. Con la ayuda de un espectrógrafo, Secchi también clasificó las estrellas en cuatro categorías: estrellas de tipo I, II, III y IV (clase espectral). Esta división espectral atrae una importancia importante ya que corresponde a la temperatura de la superficie de las estrellas. Gracias al análisis espectral, Secchi había compilado el principal catálogo espectral de la historia de la astronomía: su trabajo será retomado treinta años después por Williamina Fleming, Antonia Maury y Annie Jump Cannon.
En la década de 1860, William Huggins y su mujer Margaret utilizaron la espectroscopia para probar que las estrellas estaban compuestas por los mismos elementos químicos que se encuentran en la Tierra. También utilizaron la ecuación no-relativista del efecto Doppler clásico (corrimiento al rojo) en el espectro de la estrella Sirio en 1868 para determinar su velocidad de rotación propia. Fueron los primeros en descomponer el espectro de una nebulosa planetaria, analizando la Nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543). Utilizando las técnicas espectrales, fueron capaces de distinguir las nebulosas de las galaxias.
Johann Balmer descubrió en 1885 que las cuatro líneas visibles en el espectro del hidrógeno formaban una progresión, que bautizó como serie espectral, que puede ser expresada en términos de números enteros. El estudio de las siguientes líneas espectrales en el ultravioleta llevó a la fórmula de Rydberg (noviembre de 1888), que describe una serie adicional de líneas.
Entretanto, el resumen sustancial de experiencias anteriores efectuado por Maxwell (1873), desembocó en sus ecuaciones de las ondas electromagnéticas.
A partir del descubrimiento de los rayos X en 1895, se desarrollaron rápidamente numerosas aplicaciones, incluyendo la espectroscopia de rayos X, con la que William Henry Bragg y su hijo Lawrence iniciaron las técnicas de análisis de redes cristalinas, que en una primera etapa a partir de 1910 permitieron determinar la estructura atómica de diversos minerales, y que posteriormente fueron una de las claves del descubrimiento en 1953 de la configuración en doble hélice de la molécula de ADN por James Watson y Francis Crick a través de los datos de difracción de rayos X proporcionados por Rosalind Franklin.
A comienzos del siglo XX, la investigación en espectroscopia contribuyó significativamente al desarrollo de la mecánica cuántica, disciplina que proporcionó una explicación del marco teórico necesario para comprender las observaciones espectroscópicas.
Muchos de los primeros científicos que estudiaron los espectros de IR de los compuestos tuvieron que desarrollar y construir sus propios instrumentos para poder registrar sus mediciones, lo que hacía que fuese muy difícil obtener mediciones precisas. Durante la Segunda Guerra Mundial, el gobierno de los EE. UU. contrató a diferentes compañías para desarrollar un método para la polimerización del butadieno para crear caucho, pero esto solo podría hacerse mediante el análisis de los isómeros de hidrocarburos de carbono. Estas empresas contratadas comenzaron a desarrollar instrumentos ópticos y, finalmente, crearon los primeros espectrómetros de infrarrojos. Con el desarrollo de estos espectrómetros comerciales, la espectroscopia infrarroja se convirtió en un método más popular para determinar la "huella digital" de cualquier molécula. La espectroscopia Raman se observó por primera vez en 1928 por sir Chandrasekhara Venkata Raman en sustancias líquidas y también por «Grigory Landsberg y Leonid Mandelstam en cristales». La espectroscopia Raman se basa en la observación del efecto raman que se define como «La intensidad de la luz dispersada depende de la cantidad del cambio de potencial de polarización». El espectro raman registra la intensidad de la luz en función de la frecuencia de la luz (número de onda) y el cambio del número de onda es característico de cada compuesto individual.
La espectroscopia láser es una técnica espectroscópica que utiliza láseres para poder determinar las frecuencias de materia emitidas. El láser fue inventado porque los espectroscopistas tomaron el concepto de su predecesor, el maser, y lo aplicaron a los rangos de luz visible e infrarroja. Charles Townes y otros espectroscopistas inventaron el maser para estimular la materia y determinar las frecuencias radiativas que emitían los átomos y las moléculas específicas. Mientras trabajaba en el maser, Townes se dio cuenta de que era posible realizar detecciones más precisas a medida que aumentaba la frecuencia de las microondas emitidas. Esto llevó a una idea, unos años más tarde, para utilizar los rangos de luz visible y finalmente infrarrojos para la espectroscopia que se convirtió en realidad con la ayuda de Arthur Schawlow. Desde entonces, los láseres han avanzado significativamente a la espectroscopia experimental. . La luz láser permitió experimentos de precisión mucho más altos específicamente en el uso del estudio de los efectos colisionales de la luz, además de poder detectar con precisión longitudes de onda y frecuencias de luz específicas, permitiendo la invención de dispositivos como los relojes atómicos láser. Los láseres también hicieron que la espectroscopía utilizara métodos de tiempo más precisos al usar velocidades o tiempos de decaimiento de fotones a longitudes de onda y frecuencias específicas para conservar el tiempo. Se han usado técnicas de espectroscopía láser para muchas aplicaciones diferentes. Un ejemplo es el uso de la espectroscopia láser para detectar compuestos en materiales. Un método específico se llama Espectroscopia de fluorescencia inducida por láser y utiliza métodos espectroscópicos para poder detectar qué materiales se encuentran in situ. en un sólido, líquido o gas. Esto permite realizar pruebas directas de los materiales, en lugar de tener que llevar el material a un laboratorio para averiguar de qué está compuesto el sólido, el líquido o el gas.
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