Světlo lze rozložit pomocí hranolu nebo mřížky na spektrum, kde jsou zastoupeny jednotlivé barvy. Ve slunečním spektru se objevují světlejší a tmavší tzv. spektrální čáry. Pokud pozorujeme spektrum např. vodíkové výbojky, vidíme pouze několik světlých čar. Tyto čáry je možné najít i ve spektru Slunce, což vede k závěru, že se na Slunci vyskytuje vodík. Takto byly ve spektrech hvězd pozorovány čáry mnoha dalších prvků.
V 19. století byly dokonce ve spektru Slunce objeveny spektrální čáry, které neodpovídaly žádnému tehdy známému prvku. Nový prvek byl nazván helium (podle řeckého boha Slunce Hélioa) a na Zemi se jej podařilo izolovat ze vzduchu až v roce 1896.
Fraunhoferovy absorpční čáry vznikají při průchodu světla chladnějším a méně stlačeným plynem v atmosféře hvězdy. Atomy chladnějšího plynu pohlcují záření (jsou ionizovány) přicházející ze spodních teplejších vrstev. Děje se tak pouze na některých vlnových délkách podle toho z jakého plynu je atmosféra tvořena. Protože atomů je mnoho, projeví se to na spojitém pozadí tmavou čarou. Ta signalizuje přítomnost toho kterého prvku v atmosféře hvězdy.
Podle toho, jak vypadá spektrum hvězdy, lze ji zařadit do některé z tzv. spektrálních tříd (Harvardská klasifikace: O — B — A — F — G — K — M — L ). Toto platí asi pro 99 % hvězd. Ten zbytek je hodně speciální a má vlastní třídy W — Wolfovy-Rayetovy hvězdy, Q — novy, R a N — uhlíkové hvězdy, S — zirkonové hvězdy. Třída P je rezervována pro plynné mlhoviny. Základní třídy dále dělíme na deset podskupin označených číslem 0 — 9 za písmenem třídy podle teploty (např. G2).
Mezi spektrální třídou a teplotou existuje jednoznačné přiřazení, které uvádí obrázek.