La luz entra en el espectrógrafo a través de una rendija de entrada, es doblada por un espejo y luego los rayos son hecho paralelos por la lente de colimación. Luego, la luz incide sobre una rejilla de difracción, lo que provoca que los diferentes colores se reflejen en diferentes ángulos. La luz difractada de la rejilla es recogida por una lente de enfoque, y finalmente proyectada sobre el CCD (ver figura 2). El haz de luz de una longitud de onda discreta es proyectado como una línea vertical, que es una imagen de la ranura de entrada. Si el diámetro del haz es menor que el ancho de la ranura (como en el caso de una estrella), cada longitud de onda discreta producirá un punto como una estrella dentro del CCD, y las diferentes longitudes de onda estarán distribuidas a lo largo de una línea horizontal.

La cantidad de líneas espectrales y su distribución dice mucho del tipo de objeto observado. La mayoría de las estrellas generan un espectro continuo con un número de líneas de absorción. Las nebulosas de emisión producen en general un espectro compuesto de un par de líneas de emisión brillantes, tales como H-alfa, H-beta y O-III. Las galaxias tienen un espectro que es un agregado de muchas estrellas, y tienen por lo tanto un espectro similar al de las estrellas. Por otra parte, los quásares, novas y supernovas generan una fuerte emisión de 6563 angstroms y las estrellas frías (las cuales tienden a ser viejas), producen muchas líneas metálicas, las cuales hacen que el espectro sea muy complejo y estructurado. También hay varios tipos de estrellas peculiares, que muestran fuertes líneas de emisión u otra estructura. El DSS-7 puede revelar estas características.

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