Если на пути света, посылаемого каким-то источни­ком излучения, поставить стеклянную призму, то свет изменит направление, испытает, как говорят, преломле­ние. При этом лучи с большей длиной волны отклонятся на меньший угол, а лучи с меньшей длиной волны на больший угол. В результате на экране, который, может быть помещен за призмой, появится цветная поломка — спектр источника излучения. В этой полоске цвета, как в радуге, чередуются в последовательности от фиолето­вого самого коротковолнового из наблюдаемых глазом излучений, к синему, зелёному, желтому, оранжевому и красному. За фиолетовым краем полоски находится еще более коротковолновая область — ультрафиолетовая, а за красным краем еще более длинноволновая, чем красная — инфракрасная. Но „глаз не воспринимает излучение столь коротковолновое, как ультрафиолетовое, и столь длинно­волновое, как инфракрасное. Излучение в этих областях может быть зарегистрировано приборами.

В спектре обычных самосветящихся твердых или жид­ких тел, например, свечи или электрической лампочки, яркость по мере перехода от фиолетовой части к красной изменяется плавно. В спектрах же звезд на этом непрерывном фоне имеются темные, а у некоторых звезд еще и яркие линии. Эти линии показывают, что над ослепи­тельно светящейся поверхностью звезд имеется атмосфе­ра, состоящая из различных газов. Такого же рода ли­нии, мы получим в спектре электрической лампочки, если на пути к стеклянной призме свет лампочки пройдет че­рез слой раскаленного газа (например, через пламя газо­вой горелки). Каждый газ дает линии в определенных местах спектра. Сравнивая положение получаемых таким образом в лабораториях спектральных линий газов с по­ложениями линий в спектрах звезд, астрономы определя­ют химический состав и температуру звездных атмосфер.

Комбинации линий в спектрах звезд и их интенсив­ность изменяются от звезды к звезде, и практически нель­зя найти двух звезд, спектры которых были бы совершен­но одинаковы. В то же время совокупность спектров звезд обладает замечательной особенностью, заключающейся в том, что все спектры могут быть расположены в непре­рывную последовательность.

Если мы возьмем два каких-нибудь сильно отличаю­щихся один от другого спектра звезд, то, оказывается, всегда можно найти достаточное количество спектров других звезд, которые, после того как мы их в надлежа­щем порядке расположим между первыми двумя спект­рами, создадут постепенный переход от одного из них к другому. В полученном ряде спектров любые два со­седних будут очень мало отличаться друг от друга, но эти отличия, постепенно накапливаясь, приведут к резкому различию спектров, находящихся на концах ряда. Вместе с тем, такая серия промежуточных спектров может быть всегда только одна, т. е. последовательность спектров линейная.

Это свойство совокупности звездных спектров имеет глубокий смысл. Оно указывает на единство окружающих нас звезд, а также на возможную эволюцию звезд, сопро­вождающуюся постепенным изменением их спектров.

Для удобства вся последовательность звездных спект­ров разбита на семь участков, или классов. Звезды, спек­тры которых находятся внутри одного’ и того же участка, считаются принадлежащими к одному и тому же спект­ральному классу. Общепринято обозначать спектральные классы прописными латинскими буквами. Вследствие ошибок, допущенных при первых попытках классифици­ровать спектры звезд, и возникшей в связи с этим необ­ходимости переставить некоторые классы, а другие и вовсе устранить, расположение классов теперь не соот­ветствует расположению букв в алфавите.

Спектры звезд двух соседних классов еще существен­но различаются между собой. Поэтому потребовалось введение более тонкой градации — разделения спектров внутри каждого спектрального класса на десять подклас­сов.

Спектры звезд различных спектральных классов отли­чаются множеством особенностей. Но можно выделить основные, наиболее характерные свойства. В спектрах звезд от О до В5 главную роль играют линии ионизован­ных газов (кислород, азот, гелий), т. е. таких газов, у которых атомы потеряли один или больше электронов. В спектральных классах В6 — Р1 линий ионизованных газов уже нет, но появляются линии ионизованных ме­таллов — кальция, магния, железа и др. В классах Р2 — К4 линии ионизованных металлов слабеют и исчезают, а взамен их появляются и усиливаются линии нейтральноионизованных металлов. Начиная с класса К5 в спектрах звезд обнаруживаются полосы химических соединений — окиси титана, окиси циркония и др. Един­ственный элемент, линии которого наблюдаются в спект­рах всех звезд,— это водород. Наибольшей интенсивности его линии достигают в спектрах В7 — АЗ.