Во время наблюдений звездного неба можно видеть, что цвет звезд различен. Подобно тому, как по цвету раскаленного металла можно судить о его температуре, по цвету звезды можно судить о температуре ее фотосферы. От температуры звезды зависит и ее спектр. Спектр звезды – это своеобразный звездный паспорт с описанием всех ее особенностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести группы звезд.

Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии. В холодных звездах с температурой фотосферы 3 000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10 000–15 000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

Сходные между собой спектры звезд группируются в спектральные классы, обозначаемые буквами латинского алфавита от O до M (рис. 1)

Рис. 1. Основные спектральные классы звезд

Цвет звезд этих спектральных классов меняется от голубого (O) к белому (A), желтому (G) и красному (M). Также меняется и температура звезд – она убывает от класса O к классу M. Таким образом, спектральная последовательность отражает различие не только в спектре звезд, но и в их цвете и температуре. Внутри каждого класса существует еще деление на десять подклассов: от 0 до 9, например, G0 – G1 – G2 – G3 – G4 – G5 – G6 – G7 – G8 – G9. В такой общей классификации Солнце относится к спектральному классу G2.

Поскольку хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет, в астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.