每一颗恒星都各不相同。简单说来，有的恒星较大（如蓝特超巨星R136a1-已知质量最大的恒星）、有的则较小；有的温度较高，有些则较低；而它们的颜色也不尽相同。恒星光谱分类便是一种描述恒星的简单方法。

方法四  金属含量

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确定恒星的“金属”元素(氢、氦元素除外)的含量。

(注：在这里“金属”的与通常使用的“金属”意义不同，实际上包含了很多通常意义上的非金属元素。)

含有超过约1%金属元素的恒星被称为富金属星，或第一星族星(较为年轻，金属量最高，其通常位于银盘上)。太阳是一颗富金属星。

金属元素含量低于0.1%为贫金属星(一般位于银晕中)，也就是第二星族星。第二星族星形成时间较早，因为在宇宙初期，金属元素含量很低。

(注：实际上，天文学家并不喜欢用这样的比值定义来描述恒星金属丰度，因为不方便测量。一般来说，相对铁氢比[Fe/H]这项指标更加常用，因为它便于测量且与相对金属-氢比呈线性关系。[Fe/H]=log（NFe/NH）a- log（NFe/NH）s ，（NFe/NH）a为所指恒星的铁氢比，log（NFe/NH）s为太阳铁氢比常数，约等于-4.33。显然，太阳自身的[Fe/H]=0。巴德（Walter Baade）通过这样的方法来对星族进行了精确的定义：第一星族：[Fe/H] ＞-1，第二星族：[Fe/H] ＜-1。)



2
无金属恒星。

不含金属的恒星为第三星族星(理论星族，极重极热)，据推测形成于大爆炸后初期，仅由氢和氦组成，没有金属元素。此星族只是理论的推测，但人们一直在努力寻找其存在证据。


方法五 变化

1
变星。

区分恒星是否为变星(亮度不断变化的恒星 )。并非所有恒星都是变星，然而变星的分类与研究是十分重要的。



2
食双星。

一些变星实际上是食双星，其主伴星互相环绕运行并周期性地互相遮挡，导致亮度的变化，如英仙座β星(大陵五)。



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变化周期与程度。

将数据同已知变星数据比较，以确定该变星的类型。例如，造父变星的周期范围在几天到几个月不等，星等变化可达2等，而盾牌座δ变星的周期小于8小时，变化小于0.9等。