la temperatura superficial de las estrellas
Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.

La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro. Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.
El nombre de "cuerpo negro" se debe a la idea de que cuando no está suficientemente caliente para emitir luz propia, el cuerpo aparece negro, sin embargo, las estrellas normales (excluidas las novas , las estrellas neutrónicas , etc) se comportan aproximadamente como cuerpos negros.
Para establecer la longitud de onda que corresponde al máximo no hace falta medir la intensidad a lo largo de todo el espectro; basta medirla en dos longitudes de onda y calcular la posición del máximo a partir de la relación entre estas dos intensidades. En la práctica, se determina el índice de color (B-V) que, como se sabe, es la relación entre la intensidad en el azul (B) y en la lua amarilla (V), expresada como diferencia de magnitud.
Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color.

principales criterios de la clasificación espectral.

Clasificación de los espectros estelares

Una de las maneras de clasificar las estrellas es por medio de su espectro. Esta clasificacion fue desarrollada inicialmente en la Universidad de Harvard, y posteriormente se fue perfeccionando hasta llegar a la actual clasificación completa.

B-V es el indice de color (diferencia entre la mag azul y mag visual de la estrella).
Clasificación de los espectros estelares
Las estrellas se clasifican según su temperatura, de las más calientes a las más frías como:
Tipos               O          B          A          F          G          K         M


diagrama de Hertzprung–Russell

Es un grafico bidimensional que representa la relación entre el índice de calor de una estrella (sobre las abscisas, aumentando hacia la derecha), por esta razón se lo conoce también como diagrama color- magnitud debido a la relación que existe entre índice de color, temperatura efectiva y tipo espectral, cualquiera de ellos puede usarse indistintamente sobre el eje de las abscisas.