1. Classificazione spettrale: Questo metodo classifica le stelle in base alla loro temperatura superficiale e composizione . Utilizza le linee spettrali Visto nella loro luce, che sono unici per elementi specifici e i loro stati di ionizzazione. Le classi spettrali sono:
* o: Stelle più calde, blu e enormi con forti linee di elio e ossigeno ionizzati.
* B: Star calde e blu-blu con linee di elio neutro e idrogeno.
* A: Stelle bianche calde con forti linee di idrogeno e linee di elio più deboli.
* f: Star giallo-bianco con linee di spicco di metalli ionizzati come il calcio.
* G: Star gialle come il nostro sole, con forti linee di metalli neutri.
* K: Star arancioni con forti linee di metalli neutri e bande molecolari.
* m: Stelle più cool e rosse con forti linee di ossidi metallici.
Ogni classe spettrale è ulteriormente suddivisa in dieci classi di luminosità, che vanno da IA (Supergiants) a VII (nani bianchi), indicando la luminosità di una stella o luminosità intrinseca.
2. Diagramma Hertzsprung-Russell (H-R): Questa è una rappresentazione grafica di luminosità contro temperatura superficiale Per un gran numero di stelle. Mostra come sono correlate stelle di diverse classi spettrali e luminosità. Il diagramma H-R rivela:
* Sequenza principale: Una banda diagonale in cui la maggior parte delle stelle trascorre la maggior parte della loro vita, fondendo l'idrogeno nell'elio nei loro nuclei.
* stelle giganti e supergiant: Star più grandi, più fresche e più luminose situate sopra la sequenza principale.
* stelle nane bianche: Star piccole, calde e dense situate sotto la sequenza principale.
Combinando queste due classificazioni, gli astronomi possono ottenere una comprensione completa delle proprietà fisiche di una stella, compresa la sua temperatura, dimensioni, massa ed età.
