thumb|Slnko má v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii označenie triedy G2V. Spektrálna klasifikácia je klasifikácia hviezd založená na teplote hviezdneho povrchu – fotosfére. Túto teplotu možno zistiť na základe absorpčných spektrálnych čiar, čo sú tmavé čiary v obraze získanom prístrojom zvaným štrbinový spektrograf. Poloha a intenzita absorpčných spektrálnych čiar závisí od toho, ktoré energetické hladiny atómov rôznych prvkov sú obsadené a obsadenie energetických hladín zase priamo závisí od teploty prostredia, v ktorom sa atómy nachádzajú. V prípade spektrálnej klasifikácie ide o analýzu absorpčných čiar vytvorených atómami v hviezdnej atmosfére, predovšetkým vo fotosfére.
Svetlo z fotosféry hviezd sa v prípade mriežkového spektrografu (typ štrbinového spektrografu) analyzuje štiepením optickou mriežkou. Tá svetlo rozdelí na zväzky rôznych vlnových dĺžok, čiže rozličných farieb. Vlnové dĺžky sa odlišujú svojimi smermi. Objektív spektrografu sústredí tieto jednofarebné zväzky do ohniskovej roviny, čím sa vytvoria jednofarebné (monochromatické) obrazy vstupnej štrbiny nazývané spektrum. V spektre každá čiara predstavuje atóm alebo ión chemického prvku. Preskok elektrónu na vyššiu hladinu (excitácia) až úplne odtrhnutie elektrónu od atómu (ionizácia) nastáva u rôznych chemických prvkov pri rôznych teplotách. Nájdenie „otlačku“ určitého excitovaného atómu alebo iónu v podobe spektrálnej čiary preto naznačuje, aká teplota panuje na povrchu hviezdy. Ak bola teplota hviezdy určená väčšinou z absorpčných čiar, nezvyčajné absencie čiar alebo širšie čiary môžu znamenať nezvyčajné chemické zloženie časti hviezdnej atmosféry – chromosféry.
V súčasnosti sa väčšina hviezd označuje písmenami O, B, A, F, G, K a M, kde trieda O označuje najteplejšie hviezdy a trieda M najchladnejšie. Na zapamätanie si poradia tried sa niekedy využíva anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me". Neformálne sa hviezdam jednotlivých spektrálnych typov prisudzujú takéto farby: O modré, B modro-biele, A biele, F žlto-biele, G žlté, K oranžové a M červené. Skutočná farba hviezdy určitého typu sa pri pozorovaní môže líšiť od týchto farieb v závislosti od optických podmienok a zdanlivej hviezdnej veľkosti.
V súčasnej klasifikácii hviezd, Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii, je spektrálne písmeno rozšírené o číslo 0 až 9, ktoré označuje desatinu rozsahu medzi dvoma hviezdnymi triedami, takže A5 je 5 desatín medzi triedami A0 a F0, ale A2 predstavuje 2 desatiny plného rozsahu od A0 do F0. Ďalšou veličinou zahrnutou v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii je svietivosť triedy vyjadrená rímskymi číslicami I, II, III, IV a V, ktoré vyjadrujú šírku určitej absorpcie čiar v hviezdnom spektre.
Secchiove triedy Medzi rokmi 1860 a 1870 vytvoril pioniersky spektroskopista, kňaz Angelo Secchi, tzv. secchiove triedy pre klasifikáciu pozorovaného spektra. V roku 1866 zaviedol tri triedy hviezdneho spektra.Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (júl – december 1866), s. 364 – 368.Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (júl – december 1866), s. 621 – 628.s. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.
Trieda I: biele a modré hviezdy so širokými absorpčnými čiarami (pásmi) Balmerovej série vodíka ako Vega a Altair, tieto zahŕňajú súčasnú triedu A a počiatočnú triedu F. Trieda I, podtyp Orion: podtyp triedy I s úzkymi čiarami v miestach širokých pásov ako sú Rigel a Bellatrix. V súčasnej terminológii je táto trieda zhodná so skorou triedou hviezd B. Trieda II: žlté hviezdy so slabšími vodíkovými čiarami a viditeľnými kovovými čiarami, ako je Slnko, Arktúr a Capella. Tieto zahŕňajú súčasné triedy G a K ako aj neskoršiu triedu F. Trieda III: oranžové až červené hviezdy s komplexným pásom spektra ako sú Betelgeuze a Antares. V súčasnej terminológii je táto trieda zhodná so súčasnou triedou hviezd M.s. 62 – 63, Hearnshaw 1986.
V roku 1868 objavil karbónové hviezdy, ktoré zaradil do odlišnej triedy: Trieda IV: červené hviezdy s význačnými uhlíkovými pásmi a čiarami.s. 60, Hearnshaw 1986.
V roku 1877 pridal piatu triedu: Trieda V: hviezdy s emisnými čiarami, ako sú Cih a Sheliak.
Po roku 1890 sa táto klasifikácia postupne nahradila Harvardskou klasifikáciou.Classification of Stellar Spectra: Some Historys. 62 – 63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-58570-8.
Harvardská spektrálna klasifikácia Harvardská spektrálna klasifikácia je jednorozmerná schéma. Hviezdy sú rozdelené podľa teploty povrchu od 2 000 do 40 000 kelvinov. Triedy udávajú teplotu atmosféry hviezdy a zoradené sú od najteplejších po najchladnejšie.
Trieda Teplota(kelvin) Dohodnutá farba Zdanlivá farbaThe Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1 – Vysvetľuje dôvod rozdielnosti vnímania farby.What color are the stars?, Mitchell Charity. prístup 19. marec 2008. HmotnosťTables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (november 1981), s. 193 – 237, . Svietivosti sú odvodené od Mbol s použitím Mbol(☉)=4.75.(hmotnosť Slnka) Polomer(polomer Slnka) Svietivosť(bolometrická) Čiary vodíka Zastúpenie medzi hviezdamihlavnej postupnosti O ≥ 30 000 K modrá modrá ≥ 16 M☉ ≥ 6,6 R☉ ≥ 30 000 L☉ slabé ~0,00003% B 10 000 – 30 000 K biela až modrobiela modrobiela 2,1 – 16 M☉ 1,8 – 6,6 R☉ 25 – 30 000 L☉ stredné 0,13% A 7 500 – 10 000 K biela biela až modrobiela 1,4 – 2,1 M☉ 1,4 – 1,8 R☉ 5 – 25 L☉ silné 0,6% F 6 000 – 7 500 K žltobiela biela 1,04 – 1,4 M☉ 1,15 – 1,4 R☉ 1,5 – 5 L☉ stredné 3% G 5 200 – 6 000 K žltá žltobiela 0,8 – 1,04 M☉ 0,96 – 1,15 R☉ 0,6 – 1,5 L☉ slabé 7,6% K 3 700 – 5 200 K oranžová žltooranžová 0,45 – 0,8 M☉ 0,7 – 0,96 R☉ 0,08 – 0,6 L☉ veľmi slabé 12,1% M ≤ 3 700 K červená oranžovočervená ≤ 0,45 M☉ ≤ 0,7 R☉ ≤ 0,08 L☉ veľmi slabé 76,45%
Hmotnosť, polomer a svietivosť uvedené pri každej triede sú vhodné iba pre hviezdy hlavnej postupnosti a nie pre červené obry. Na ľahké zapamätanie sa používa anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me", ktorá môže mať viac podôb. Táto neabecedná schéma bola vytvorená z predchádzajúcej schémy, ktorá používala písmená A až O, ale triedy hviezd boli preskupené do dnešnej podoby, keď sa objasnili vzťahy medzi teplotami hviezd a niekoľko tried sa vynechalo, pretože boli duplicitné s inými triedami.
Spektrálne triedy od O do M sa ďalej rozdeľujú arabskými číslicami 0 až 9. Napríklad A0 je označenie najhorúcejších hviezd v A skupine a A9 najchladnejších v tejto skupine. Slnko je klasifikované ako G2.
Pri zavedení Harvardskej klasifikácie bolo jasné, že hviezdy určitej triedy môžu mať rôznu svietivosť. Zistilo sa, že svietivosť je základným meradlom veľkosti hviezd. Zaviedlo sa päť tried svietivosti: I, II, III, IV a V. Trieda I sa vo všeobecnosti nazýva nadobry, trieda II jasné obry, trieda III obry, trieda IV podobry a trieda V trpaslíky. Napríklad Slnko je hviezda G2V, čo sa môže interpretovať ako "žltá hviezda, dve desatiny k oranžovému trpaslíku". Najjasnejšia hviezda nočnej oblohy, Sírius, má typ A1V.
+ Klasifikácia Draperovho katalógu hviezdnych spektier Secchi Draper poznámka I A, B, C, D Prevládajú vodíkové čiary. II E, F, G, H, I, K, L III M IV N Neobjavilo sa v katalógu. O Wolf-Rayetovo spektrum so svetlými čiarami. P Planetárne hmloviny. Q Ďalšie spektrá.
Dejiny Raná spektrálna klasifikácia od Angela Secchiho zo 60. rokov 19. storočia rozdelila hviezdy na tie s významnými čiarami z vodíkových Balmerových sérií (trieda I s podtypom reprezentujúcim mnohé hviezdy zo súhvezdia Orión), tie so spektrom, ktoré, podobne ako Slnko, vykazujú vápnikové a sodíkové čiary (trieda II), farebné hviezdy, ktorých spektrum vykazuje široké pásy (trieda III) a karbónové hviezdy (trieda IV).s. 60 – 63, Hearnshaw 1986; s. 623 – 625, Secchi 1866. V 80. rokoch 19. storočia astronóm Edward Charles Pickering začal s mapovaním hviezdneho spektra na Harvard College Observatory. Prvým výsledkom jeho práce bol Draperov katalóg hviezdneho spektra publikovaný v roku 1890. Williamina Flemingová zaradila do tohto katalógu väčšinu druhov spektier. Tento katalóg využíval schému predtým používanú pri Secchiových triedach (I až IV), ktoré sa rozdelili do viacerých špecifických tried označených písmenami A až N. Boli použité aj písmená O, P a Q; O pre hviezdy, ktorých spektrum sa skladalo prevažne zo svetlých čiar, P pre planetárne hmloviny a Q pre hviezdy, ktoré sa nedali zaradiť do žiadnej inej triedy.The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial, Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 27 (1890), . Pozri strany 1 – 4.s. 106 – 108, Hearnshaw 1986.
V roku 1897 ďalšia pracovníčka Harvardu, Antonia Mauryová, presunula podtyp Orion Secchiovej triedy I dopredu ako pozostatok Secchiovej triedy I, čím umiestnila súčasný typ B pred typ A. Bola prvou, čo takto urobila, hoci nepoužívala na označovanie spektrálnych tried písmená, ale sériu 22 očíslovaných typov od I po XXII.s. 111 – 112, Hearnshaw 1986.Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial, Antonia C. Maury and Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 28, part 1 (1897), s. 1 – 128, , pozri Tabuľku I. V roku 1901 sa Annie Jump Cannonová vrátila k označovaniu písmenami, ale vyhodila všetky písmená okrem O, B, A, F, G, K, a M, ktoré použila v tomto poradí, ako aj P pre planetárne hmloviny a Q pre zvláštne spektrá. Použila tiež typy ako B5A pre hviezdy v polovici medzi typmi B a A, F2G pre hviezdy jednu pätinu cesty z F do G a podobne.Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial, Annie J. Cannon and Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 28, part 2 (1901), s. 129 – 263, , pozri strany 139 – 143.s. 117 – 119, Hearnshaw 1986. V roku 1912 Cannonová zmenila typy B, A, B5A, F2G... na B0, A0, B5, F2 a tak ďalej.Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra, Annie Jump Cannon and Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 56, #5 (1912), s. 115 – 164, .s. 121 – 122, Hearnshaw 1986. Toto je v podstate moderná forma Harvardskej spektrálnej klasifikácie.
thumb|upright=1.4|Diagram absolútnej hviezdnej veľkosti, svietivosti a povrchovej teploty hviezd. Indikácia Harvardskej spektrálnej klasifikácie cez povrchovú teplotu bola pochopená až po jej vytvorení. V 20-tych rokoch 20. storočia indický fyzik Megh Nad Saha odvodil teóriu ionizácie rozšírením známych myšlienok fyzikálnej chémie rozkladu molekúl ionizáciou atómov. Táto teória bola prvýkrát použitá na slnečnú chromosféru, a potom na hviezdne spektrá. Harvardská astronómka Cecilia Helena Paynová dokázala, že spektrálna postupnosť OBAFGKM je v skutočnosti postupnosťou teploty. Pretože postupnosť klasifikácie antedatovala ľudské pochopenie, že ide o teplotnú postupnosť, rozdelenie spektier medzi podtypy ako B3 alebo A7 záviselo od odhadu sily absorpcie vo hviezdnom spektre. Výsledkom sú podtypy, ktoré nie sú rozdelené žiadnym druhom matematického vyjadrenia intervalov.
Hviezdy O, B a A sú niekedy chybne nazývané „skorými typmi“, zatiaľ čo K a M zase „neskorými typmi“. Tieto zaradenia pochádzajú z modelov zo začiatku 20. storočia.
Dohodnuté a zdanlivé farby