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Classificazione degli spettri stellari 

Nel 1885 l'astronomo Edward Charles Pickering iniziò uno studio fotografico degli spettri stellari, poi proseguito da Annie J. Cannon. Queste ricerche condussero all'importante scoperta che gli spettri stellari possono essere ordinati in una sequenza continua sulla base dell'intensità relativa di alcune linee di assorbimento. Le variazioni osservate nella sequenza forniscono indizi sull'età delle diverse stelle e sul loro stadio di evoluzione.
Le varie parti della sequenza spettrale, dette classi, sono indicate con le lettere O, B, A, F, G, K, ed M, e sono caratterizzate soprattutto da una diversa intensità delle righe dell'idrogeno, sebbene siano importanti anche le righe degli altri elementi. Un indice numerico da 0 a 9 viene invece utilizzato per sottolineare le differenze in ciascuna classe. 

Classe O 

È un gruppo caratterizzato essenzialmente dalle righe dell'elio, dell'ossigeno e dell'azoto (oltre che dell'idrogeno). Comprende stelle estremamente calde e stelle che mostrano righe dell'idrogeno e dell'elio scure o molto brillanti. 

Classe B 

In questo gruppo le righe dell'elio raggiungono la loro massima intensità nel tipo B2 e si indeboliscono progressivamente nei tipi successivi. L'intensità delle righe dell'idrogeno aumenta progressivamente con il procedere dei tipi. Il gruppo è rappresentato dalla stella Epsilon Orionis. 

Classe A 

Comprende le cosiddette stelle a idrogeno, il cui spettro è dominato dalle righe di assorbimento di questo elemento. Una stella tipica del gruppo è Sirio, la più luminosa della volta celeste. 

Classe F 

Comprende stelle nelle quali sono particolarmente intense le righe H e K del calcio e le linee caratteristiche dell'idrogeno. Appartiene al gruppo la stella Delta Aquilae. 

Classe G 

Comprende stelle con righe H e K del calcio molto evidenti e linee dell'idrogeno meno intense. Sono presenti nello spettro anche le righe di molti metalli, in particolare del ferro. Il Sole appartiene a questo gruppo e le stelle G sono perciò spesso dette stelle di tipo solare. 

Classe K 

Comprende stelle che hanno intense righe del calcio e di altri metalli. La luce violetta dello spettro è meno intensa che nelle classi precedenti. Il gruppo è rappresentato dalla stella Arturo.

Classe M 

Comprende stelle con spettri dominati da bande dovute alla presenza di molecole di ossidi di metalli, in particolare dell'ossido di titanio. L'estremo violetto dello spettro è meno intenso di quello delle stelle K. La stella Betelgeuse, o Alpha Orionis, è un esempio tipico di questo gruppo.
Le stelle che appartengono a una stessa classe sono di composizione chimica simile e sono ordinate secondo temperature decrescenti.

Stelle nane e stelle giganti 
Determinata la distanza di una stella (mediante la parallasse), non è sempre possibile risalire al diametro effettivo dell'astro, in quanto anche con i più grandi telescopi non si riesce a ricavare la dimensione angolare. Invece è possibile misurare per via indiretta il diametro reale di una stella osservandone il colore che, per una nota legge della fisica, è in relazione alla luminosità per unità di superficie. Infatti, per esempio, un metro quadrato di superficie di una stella azzurra irradia molto più intensamente di un metro quadrato di una stella rossa. Inoltre se si conoscono la distanza (grazie alla parallasse) e la luminosità apparente della stella, si può risalire alla sua luminosità reale, assoluta. Basta confrontare tale emissione totale con quella per unità di superficie (stabilita nel modo prima descritto) e si giungerà a conoscere la superficie dell'astro nonché il diametro e il volume. Si è giunti così a individuare con una certa precisione il diametro effettivo di molte stelle. Si è constatato che alcune stelle sono grandi più o meno come il nostro Sole, ma che ve ne sono altre molto più grandi, dette appunto stelle giganti, al cui confronto il nostro astro sembra un granello di sabbia. Si pensi alla Stella Polare, che è 11 volte più grande (in diametro) del Sole; o ad Aldebaran, nella costellazione del Toro, che è 50 volte maggiore del nostro astro. Davvero gigantesca è poi Betelgeuse, della costellazione di Orione, il cui diametro è ben 280 volte più grande del diametro solare. Il Sole, che è una stella nana gialla, però non va annoverato tra le stelle più piccole. Vi sono infatti alcuni astri dal diametro sensibilmente inferiore a pianeti come Giove e Saturno. Bisogna però stare attenti a non confondere il volume delle stelle con la loro massa. Rimanendo inalterata quest'ultima, il volume può differire a seguito di variazioni di densità dovute a sconvolgimenti interni alla stella. 
Essendo, al pari del Sole, delle sfere gassose, le stelle sono facilmente soggette a considerevoli mutamenti della loro densità, pur non correndo per questo il rischio di disintegrarsi.