Излучение звезды можно разложить по длинам волн с помощью призмы или дифракционной решётки. Полученный спектр содержит непрерывный фон и линии. У большинства обычных звёзд видны тёмные линии поглощения: более холодные внешние слои ослабляют свет на определённых длинах волн. У каждого атома и иона свой набор возможных переходов между энергетическими состояниями, поэтому линии помогают распознавать химические элементы.
Относительная сила линий зависит не только от количества элемента. Существенны температура, давление, степень ионизации и возбуждение атомов. Спектр позволяет оценивать также движение вдоль луча зрения по смещению линий и магнитное поле по особенностям их расщепления. Отсутствие сильной линии ещё не доказывает отсутствия элемента.
Температурный ряд
В конце XIX — начале XX века работа Гарвардской обсерватории привела к систематизации звёздных спектров. Анни Джамп Кэннон сыграла важную роль в упорядочении классификации. Основной ряд имеет порядок O, B, A, F, G, K, M. При движении от O к M температура поверхности в целом понижается. Границы классов приблизительны:
— O: обычно выше 30 000 К; голубоватые звёзды, заметны линии ионизованного гелия.
— B: примерно 10 000–30 000 К; голубовато-белые, характерны линии нейтрального гелия.
— A: примерно 7500–10 000 К; белые, особенно выражены видимые линии водорода.
— F: примерно 6000–7500 К; усиливаются линии металлов.
— G: примерно 5200–6000 К; к этому классу относится Солнце, заметны линии железа и кальция.
— K: примерно 3700–5200 К; оранжеватые звёзды с многочисленными линиями металлов.
— M: примерно 2400–3700 К; красноватые звёзды, характерны молекулярные полосы, в том числе оксида титана.