Les classes d'étoiles
En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de surface, gravité à la surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Cependant, elles permettent d'associer un type spectral à chaque étoile. Les étoiles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette. Cet ordre peut sembler étrange, car les humains associent souvent le rouge au chaud et le bleu au froid, mais la physique montre l'inverse. Plus un corps est chaud, plus les photons qui s'en échappent ont d'énergie, et plus leur longueur d'onde est faible. A priori, les étoiles peuvent être classées selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques spectrales permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de températures car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomiques relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.

Les étoiles variables
Certaines étoiles varient de luminosité, soit de façon régulière, doit de façon imprévisible. Les novæ font partie de la seconde catégorie. Il s'agit en fait de deux étoiles. L'une absorbe la matière de l'autre et en devenant plus massive, peut en quelques heures devenir extrêmement brillante. Parmi les variables régulières, les plus célèbre sont les Céphéides, découvertes en 1912 dans la constellation de Céphée par Leavitt. Ces étoiles géantes brûlent non pas de l'hydrogène dans leur cœur, mais de l'hélium, c'est-à-dire qu'elles entrent dans une phase d'instabilité. Les couches externes sont alors soumises à des variations de pression. Le rayonnement interne fait gonfler l(étoile, qui devient plus lumineuse. La luminosité baisse ensuite. Plus une de ces étoiles est massives, plus sa période de pulsation est longue, car l'enveloppe met plus de temps à se dilater.