Praleidę žvaigždės šviesą pro spektrografą, gausime jos spektrą: įvairiaspalvę žvaigždės šviesą, išsklaidytą pagal bangų ilgį. Violetinės spektro srities elektromagnetinės bangos trumpiausios (400 — 430 nm), toliau yra mėlynieji spinduliai (430 — 490 nm), žalieji (490 — 550 nm), geltonieji (550 — 590 nm), oranžiniai (590 — 610 nm) ir raudonieji (610 — 700 nm). Trumpesni už violetinius yra akiai nematomi ultravioletiniai spinduliai, o ilgesni už raudonuosius — taip pat nematomi infraraudonieji spinduliai.



Kiekvienos žvaigždės spektrą sudaro ištisinis spinduliavimas ir įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos.



Energijos pasiskirstymas ištisiniame žvaigždės spektre priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros — kuo žvaigždė karštesnė, tuo ji spinduliuoja daugiau mėlynųjų, violetinių ir ultravioletinių spindulių, o kuo vėsesne — tuo daugiau žaliųjų, geltonųjų, raudonųjų ir infraraudonųjų spindulių. Tai lemia žvaigždės regimąją spalvą. Jau plika akimi matome, kad Vega yra balta, Tikutis, Saulė — geltona, Arktūras — rausvas, o Betelgeizė — raudona. Žvaigždės temperatūrą galima nustatyti arba išmatavus bangos ilgį, kuriame jos šviesa stipriausia, arba išsiaiškinus, kurių cheminių elementų absorbcijos linijos matomos žvaigždės spektre.

Pagal paviršiaus temperaturą astronomai skirsto žvaigždes į spektrines klases, kurios žymimos didžiosiomis lotyniškomis raidemis O, B, A, F, G, K ir M. Pačių karščiausių O spektrines klasės žvaigždžių paviršiaus temperatūra siekia 50 000 K, B spektrinės klasės žvaigždžių — nuo 25 000 K iki 10 000 K, A spektrinės klasės — nuo 10 000 K iki 7500 K, F spektrinės klasės — nuo 7500 K iki 6000 K, G spektrinės klasės nuo 6000 K iki 5200 K, K spektrinės klasės — nuo 5200 K iki 3600 K ir M spektrinės klasės — nuo 3600 K iki 1500 K. Kad būtų galima tiksliau nurodyti žvaigždės temperatūrą, kiekviena spektrinė klasė skirstoma į 10 poklasių, žymimų arabiškais skaitmenimis: B0, B1, B2, ... B9, A0, A1, A2, ... A9 ir t.t. Mūsų Saulė yra G2 spektrinės klasės žvaigždė. O ir B klasių žvaigždžių spektruose matosi vandenilio ir helio linijos, A ir F klasių spektruose — vandenilio, kalcio ir kai kurių kitų vieną kartą jonizuotų metalų linijos, G ir K klasių spektruose — kalcio, geležies, natrio, magnio ir kitų metalų neutralių atomų linijos, o M klasės spektruose — dar ir titano oksido (TiO) molekulių juostos. Be to, dar yra anglingosios R ir N spektrinių klasių žvaigždės, kurių spektruose matosi daug anglies C₂ ir jos junginių CN ir CH molekulių juostų. S spektrinės klasės žvaigždėse titano oksido vietoje matosi cirkonio oksido (ZrO) molekulių juostos.

Reikia paminėti, kad karštųjų žvaigždžių O, B, A ir F spektrinės klasės vadinamos ankstyvosiomis, o vėsiųjų žvaigždžių G, K, M, R, N ir S spektrinės klasės — vėlyvosiomis.