En el cielo nocturno podemos observar estrellas de diferentes colores: blancas y azules, que son las más calientes; amarillas y naranjas, que son menos calientes; y las más frías, rojas. La imagen de abajo muestra estrellas en las inmediaciones de la nebulosa del Águila (M16); la hice desde Querol el 15 de julio de 2017 con un telescopio reflector Sky-Watcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D, y en ella pueden apreciarse estrellas de diferentes colores.

Cuando la luz atraviesa un prisma óptico, se dispersa: se separa en las distintas longitudes de onda que la componen y forma lo que llamamos un espectro. La luz de una bombilla (luz blanca), al dispersarse, produce un espectro continuo, que contiene todos los colores, es decir, toda la gama de longitudes de onda que la componen.

Si un elemento químico en estado gaseoso y a baja densidad se somete a altas temperaturas, produce un espectro discontinuo, en el que hay una serie de líneas de colores (líneas de emisión) que corresponden a emisiones de únicamente algunas longitudes de onda, sobre un fondo negro (las longitudes de onda que ese gas no emite). Es lo que se denomina espectro de emisión.

Si hacemos pasar la luz blanca por un gas más frío que la fuente de luz antes de que atraviese el prisma, se produce también un espectro discontinuo, pero en este caso consiste en un fondo de colores interrumpido por una serie de líneas negras (líneas de absorción). Estas líneas corresponden a las longitudes de onda que el gas absorbe, que son las mismas que emitiría si estuviera caliente. Los colores de fondo del espectro son las longitudes de onda que el gas no ha absorbido. Es lo que se denomina espectro de absorción.

Las líneas espectrales de cada elemento químico concreto son siempre las mismas, porque cada uno emite solo en ciertas longitudes de onda, propias y características de él: cada elemento tiene su propio espectro, diferente de cualquier otro (es su «huella espectral»). Entre otras cosas, analizando el espectro de un objeto podemos conocer su composición química.

Además, los espectros de absorción y de emisión de un elemento químico concreto son como el «positivo» y el «negativo» el uno del otro: sus líneas coinciden en longitud de onda.

Si hacemos pasar la luz de una estrella por un prisma para dispersarla, en su espectro aparecen líneas de absorción, porque la luz de las capas profundas y calientes atraviesa las capas externas, más frías, de la atmósfera estelar. La posición de estas líneas nos dice qué elementos químicos hay en esa atmósfera, y qué líneas aparecen y con qué intensidad relativa nos permiten deducir la temperatura de la estrella.

El color de una estrella lo determina sobre todo su temperatura superficial: cuanto más caliente, más se desplaza hacia el azul el máximo de su emisión continua, y cuanto más fría, más se desplaza hacia el rojo.

Una estrella de temperatura intermedia, como el Sol (unos 5500–6000 K), tiene su máximo de emisión en el verde, pero emite también grandes cantidades de luz de los demás colores, y el color que vemos es la suma de todos ellos: blanco o ligeramente amarillento. Para que una estrella se viera verde tendría que emitir mucho más en el verde que en el resto de colores, y el espectro continuo de una estrella es demasiado ancho para eso. Por eso no hay estrellas verdes.

Las estrellas se clasifican según las características de su espectro en siete tipos espectrales principales, de las O, azules y calientes, a las M, rojas y frías: O, B, A, F, G, K, M.

Existe una regla mnemotécnica en inglés para recordar esta secuencia: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me (oh, sé una buena chica/chico, bésame). No es muy apropiada para una regla mnemotécnica astronómica, pero es la más extendida mundialmente. En castellano también han surgido algunas, pero son poco interesantes. Quizá la mejor de todas es «Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier», mucho más apropiada que la inglesa, pero no se ha hecho popular.