El brillo aparente de un astro es directamente proporcional a su luminosidad intrínseca e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia a nosotros, es decir, siendo B el brillo y L la luminosidad, se tiene:

B=L/r2

En una determinada escala, el Soltiene un brillo de –27, y las estrellas más tenues observables a simple vista, +6. Otra forma de clasificar las estrellas por su brillo es superponerlas situándolas a una distancia arbitraria. Cuando esta distancia es de 10 parsec, equivalente a 32,6 años luz, a la media de su brillo se le llama brillo estándar o magnitud absoluta. Si el Sol, en vez de estar a 8 minutos luz de nosotros, se hallase a 10 parsec, su brillo sería de +4.

            Veamos que significa "clase espectral". Sabemos que la luz se descompone cuando atraviesa un prisma, apareciendo franjas de colores: rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul, añil y violeta, de acuerdo al espectro visible. De forma similar, al hacer pasar a través de un prisma la radiación emitida por una estrella, se observan en la imagen de su luz descompuesta ciertas líneas oscuras, procedentes de la absorción de radiación de ciertas longitudes de onda por parte de las capas externas de la estrella. Al conjunto de todas estas rayas o franjas, "especie de fotografía" de la radiación, se le llama "espectro de la estrella".

            En principio, el espectro depende sólo de la naturaleza química y el estado físico (en especial, de la temperatura) del astro. Esto hace que, en función de cómo es su espectro, se pueda clasificar la estrella. En 1900, E.C. Pickering clasificó una serie de clases espectrales, que nombró por letras:

O,B,A,F,G,K Y M. El Sol pertenece al tipo G.

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