1. Classification spectrale: Cette méthode classe les étoiles en fonction de leur température de surface et Composition . Il utilise les lignes spectrales Vu dans leur lumière, qui sont uniques aux éléments spécifiques et à leurs états d'ionisation. Les classes spectrales sont:
* o: Des étoiles les plus chaudes, bleues et massives avec des lignes fortes d'hélium ionisé et d'oxygène.
* b: Étoiles chaudes et blancs bleu avec des lignes d'hélium neutre et d'hydrogène.
* a: Des étoiles blanches chaudes avec de fortes lignes d'hydrogène et des lignes d'hélium plus faibles.
* f: Étoiles blanc-blanc avec des lignes proéminentes de métaux ionisés comme le calcium.
* g: Des étoiles jaunes comme notre soleil, avec de fortes lignes de métaux neutres.
* k: Les étoiles oranges avec de fortes lignes de métaux neutres et de bandes moléculaires.
* m: Les étoiles rouges les plus cool avec de fortes lignes d'oxydes métalliques.
Chaque classe spectrale est en outre subdivisée en dix classes de luminosité, allant de l'IA (supergiants) à VII (naines blanches), indiquant une luminosité d'une étoile ou luminosité intrinsèque.
2. Hertzsprung-Russell (H-R) Diagramme: Ceci est une représentation graphique de luminosité Contre Température de surface pour un grand nombre d'étoiles. Il montre comment les étoiles de différentes classes spectrales et luminosités sont liées. Le diagramme H-R révèle:
* Séquence principale: Une bande diagonale où la plupart des étoiles passent la majeure partie de leur vie, fusionnant l'hydrogène dans l'hélium dans leurs noyaux.
* étoiles géantes et supergiantes: Des étoiles plus grandes, plus fraîches et plus lumineuses situées au-dessus de la séquence principale.
* étoiles naines blanches: De petites étoiles chaudes et denses situées sous la séquence principale.
En combinant ces deux classifications, les astronomes peuvent obtenir une compréhension complète des propriétés physiques d'une étoile, y compris sa température, sa taille, sa masse et son âge.
