スペクトルクラス：
* o： 温度が25,000ケルビンを超える最もホットな星。彼らは青白い光を放出します。
* b： 10,000〜25,000ケルビンの範囲の非常にホットな星。彼らは青白に見えます。
* a： 温度が7,500〜10,000ケルビンの熱い星。彼らは白い色を持っています。
* f： 5,500〜7,500ケルビンの範囲の適度に熱い星。彼らは黄色がかった色合いを示します。
* g： 私たちの太陽はこのクラスに落ち、温度は約5,500ケルビンです。それらは黄色に見えます。
* k： 温度は3,500〜5,500ケルビンのクーラースター。彼らは色がオレンジ色です。
* m： 温度が3,500ケルビン未満の最もクールな星。彼らは赤みがかった光を放出します。
関係：
* 温度と色： 星の色は、その表面温度に直接関係しています。より熱い星はより多くの青色光を放出しますが、クーラースターはより多くの赤信号を発します。これは、ウィーンの変位法によるものであり、ブラックボディのピーク放射の波長は温度に反比例していると述べています。
* スペクトル線： 星は特定の波長で光を放出し、スペクトルに暗い吸収ラインを作成します。これらの線の強度と位置は、星の大気に存在する要素と、温度によって決定されるイオン化状態に依存します。たとえば、ホットスターはイオン化ヘリウムの強いラインを示しますが、冷たい星には中性金属の強いラインがあります。
* 光度： より熱い星は、涼しい星よりも明るいです。つまり、より多くのエネルギーを発します。これは、それらの高い温度がコアの核融合の速い速度を促進するためです。
要約：
スペクトルクラスで定義されている星のタイプは、その温度の直接的な指標です。この温度は、星の色、スペクトルライン、光度を決定します。星からの光を分析することにより、天文学者はそのスペクトルクラスを決定し、その温度を非常に正確に推定できます。
