將來自恒星的光線展開成光譜，並將光譜拍攝在天文底片上的光學儀器。它可用來研究天體的化學組成、物理性質和運動規律，是天體物理學的重要研究工具之一。圖1為一種平面光柵攝譜儀的光學系統:狹縫置於望遠鏡焦面上。穿過狹縫的光，經準直鏡變成平行光射到光柵上。不同波長的光被光柵衍射到不同方向，經照相鏡會聚成光譜，再由焦面處的照相底片拍攝下來。選擇狹縫寬度應使它在光譜面上的像寬相當於底片解析度（約0.02毫米）。狹縫後面安置濾光片，用來隔離級次重迭的光譜。準直鏡和照相鏡大大多采用反射或折、反射系統。在小型攝譜儀中，也有采用棱鏡作為色散元件的。在觀測角直徑很小的天體（如恒星）時，光譜成沿色散方向的一條線，難於分辨和測量，須借助適當機構，使星像沿狹縫長度方向來回移動，從而將光譜展成帶狀。天體光線通常照亮狹縫中部，狹縫兩端被比較光源照亮。在天體光譜兩側拍攝出比較光譜，借以精確測定天體譜線的波長。圖2是牧夫座ξ的光譜照片。此外，為瞭測定光譜上各點的相對強度，常用發射連續光譜的光源，通過階梯減光片和相應色散系統，在底片上拍攝出一系列強度定標光譜。
圖2 牧夫座ξ的光譜（上下是鐵的比較光譜）
恒星攝譜儀觀測的對象都比較暗弱，所以需要大口徑望遠鏡收集足夠的光，並采取各種措施提高攝譜儀的聚光能力，例如盡可能減少光學元件數目，采用多層膜技術，以提高光學透射和反射率，設計強光力照相機，使用底片敏化技術等。此外，應采用大面積閃耀(定向)光柵。目前已能刻劃出面積達400×600毫米2的大光柵。在色散度較高的光譜觀測中，狹縫寬度比星像直徑小得多，使用像切分器可將星像切成若幹窄條送入攝譜儀，從而提高儀器的集光能力。
攝譜儀的色散度，視天體亮度和研究目的而定。亮星可用高色散（可達1埃/毫米）作詳細研究。暗星或星系一般隻能用低色散（如200埃/毫米）。高色散攝譜儀大而重，通常固定在折軸焦點位置，光學元件一般置於折軸焦點攝譜儀室內的水泥基墩上。中等或低色散攝譜儀小而輕，置於卡塞格林焦點或主焦點位置，隨望遠鏡的運轉不斷改變其空間位置。它們的結構應異常牢固，將自身的重力變形減小到最低程度。二十世紀六十年代以來，有的卡塞格林焦點攝譜儀采用中階梯光柵作為色散元件，獲得相當於折軸焦點攝譜儀的線色散。為避免長時間曝光過程中環境溫度變化的影響，攝譜儀應采取隔熱保溫措施（見折軸望遠鏡、卡塞格林望遠鏡、主焦點系統）。
現代攝譜儀還采用單級或多級像增強器或其他光電成像器件作為光譜探測器，這就成為像管攝譜儀。它能以比照片高得多的速度或色散度（每毫米幾埃甚至零點幾埃）記錄暗弱天體光譜。除有縫攝譜儀外，還經常采用無縫攝譜儀、物端棱鏡和非物端光柵來拍攝低色散恒星光譜。
參考書目
W.A.Hiltner，Astronomical Technique，Univ.of Chicago Press，Chicago，1960.