Majoritatea stelelor sunt grupate intr-un mic numar de tipuri spectrale. Catalogul Henry Draper si Catalogul Stelelor Luminoase inregistreaza tipurile spectrale de la cele mai fierbinti pana la cele mai reci stele. Clasificarea spectrala a stelelor se face in ordinea descrescatoare a temperaturii, tipurile fiind notate cu literele O, B, A, F, G, K si M. Acest grup este completat de tipurile R si N (astazi sunt numite stele de carbon sau stele de tip C) si de tipul S. Stelele de tip R, N si S sunt diferite de celelalte stele prin compozitia lor chimica – deasemenea, aceste stele sunt intotdeauna gigante sau supergigante. Odata cu descoperirea piticelor maro, sistemul de clasificare al stelelor a fost extins pentru a include si tipurile spectrale L si T.
Succesiunea spectrala de la O la M reprezinta stelele care au in esenta aceeasi compozitie chimica, insa au temperaturi si presiuni atmosferice diferite. Aceasta interpretare simpla a furnizat baza fizica pentru toate interpretarile ulterioare ale spectrelor solare. Succesiunea spectrala este o succesiune de culoare – stelele de tip O si B sunt cele mai fierbinti si cele mai albastre, iar stelele de tip M, R, N si S sunt cele mai reci si mai rosii.
Linii metalice si linii de absorbtie
In cazul stelelor reci de tip M, spectrul indica prezenta metalelor familiare, inclusiv a fierului, calciului, magneziului si a moleculelor de oxid de titan (TiO), in special in zonele rosii si verzi ale spectrului. In cazul stelelor mai fierbinti de tip K, caracteristicile TiO dispar, iar spectrul afiseaza o multitudine de linii metalice. Cateva fragmente ale unor molecule mai stabile (cum ar fi cianul si radicalul hidroxil) persista in aceste stele (chiar si in stelele de tip G cum este soarele nostru). Spectrele stelelor de tip G sunt dominate de liniile caracteristice ale metalelor, in special ale fierului, calciului, sodiului, magneziului si titaniului.
Comportamentul calciului ilustreaza fenomenul ionizarii termice. La temperaturi scazute, un atom de calciu isi pastreaza toti electronii si radiaza o caracteristica spectrala a atomului neutru sau normal – la temperaturi mai ridicate, coliziunile dintre atomi si electroni si absorbtia radiatiilor tind sa detaseze electronii si sa produca atomi individuali de calciu ionizat. In acelasi timp, acesti ioni se pot recombina cu electronii pentru a produce atomi neutri de calciu. La temperaturi ridicate sau presiuni electronice scazute, sau amandoua, majoritatea atomilor sunt ionizati. La temperaturi scazute si densitati ridicate, echilibrul favorizeaza starea neutra. Concentratiile de ioni si atomi neutri pot fi calculate in functie de temperatura, densitate si potentialul de ionizare (adica, energia necesara pentru a detasa un electron dintr-un atom).
Linia de absorbtie a calciului neutru este puternica in stelele pitice reci de tip M, unde presiunea este ridicata si temperatura este scazuta. Insa, in cazul stelelor mai fierbinti de tip G, liniile calciului ionizat devin mult mai puternice decat orice alta caracteristica a spectrului. In stelele din tipul spectral F, liniile atomilor neutri sunt slabe in raport cu cele ale atomilor ionizati. Liniile de hidrogen sunt mai puternice, atingand intensitatea maxima in stelele de tip A, unde temperatura de suprafata este de 9000 de grade Kelvin. Ulterior, aceste linii de absorbtie se estompeaza treptat, pe masura ce hidrogenul devine ionizat. Stelele fierbinti de tip B, cum ar fi Epsilon Orionis, sunt caracterizate de linii de heliu si de oxigen, azot si neon ionizate individual. In stelele foarte fierbinti de tip O apar liniile de heliu ionizat. Alte caracteristici proeminente includ liniile dublu ionizate de azot, oxigen si carbon si liniile de siliciu triplu ionizat, toate acestea solicitand mai multa energie pentru a fi produse.
In sistemul mai modern de clasificare spectrala, numit sistemul MK (dupa astronomii americani William W. Morgan si Philip C. Keenan care l-au creat), clasa de luminozitate este desemnata stelei impreuna cu tipul spectral Draper. De exemplu, steaua Alpha Persei este clasificata ca F5 Ib, care inseamna ca aceasta se incadreaza la jumatatea drumului dintre tipul F si tipul G. Sufixul Ib inseamna ca Alpha Persei este o supergiganta moderat de luminoasa. Steaua Pi Cephei, clasificata ca G2 III, este o giganta care se incadreaza intre tipul G si tipul K, dar se afla ceva mai aproape de tipul G. Soarele nostru, o pitica de tip G2, este clasificata ca G2 V. O stea din clasa de luminozitate II se incadreaza intre gigante si supergigante, iar una din clasa IV este numita o subgiganta.
