1. Spektral klassificering: Denna metod kategoriserar stjärnor baserat på deras yttemperatur och komposition . Den använder spektrallinjerna Sett i deras ljus, som är unika för specifika element och deras joniseringstillstånd. Spektralklasserna är:
* o: Hetaste, blå och massiva stjärnor med starka linjer med joniserad helium och syre.
* B: Heta, blåvita stjärnor med linjer med neutral helium och väte.
* A: Heta, vita stjärnor med starka vätelinjer och svagare heliumlinjer.
* f: Gulvita stjärnor med framträdande linjer med joniserade metaller som kalcium.
* g: Gula stjärnor som vår sol, med starka linjer med neutrala metaller.
* k: Orange stjärnor med starka linjer med neutrala metaller och molekylband.
* m: Coolaste, röda stjärnor med starka linjer med metalloxider.
Varje spektralklass är ytterligare indelad i tio ljusstyrka klasser, allt från IA (supergiants) till VII (vita dvärgar), vilket indikerar en stjärns ljusstyrka eller inneboende ljusstyrka.
2. Hertzspung-russell (H-R) Diagram: Detta är en grafisk representation av Luminosity mot yttemperatur för ett stort antal stjärnor. Det visar hur stjärnor i olika spektrala klasser och ljusstyrka är relaterade. H-R-diagrammet avslöjar:
* Huvudsekvens: Ett diagonalt band där de flesta stjärnor tillbringar större delen av sina liv och smälter väte i helium i sina kärnor.
* jätte- och supergigantiska stjärnor: Större, svalare och mer lysande stjärnor belägna ovanför huvudsekvensen.
* vita dvärgstjärnor: Små, heta och täta stjärnor belägna under huvudsekvensen.
Genom att kombinera dessa två klassificeringar kan astronomer få en omfattande förståelse för en stjärns fysiska egenskaper, inklusive dess temperatur, storlek, massa och ålder.
