spèktrinė klasifikãcija, žvaigždės spektrinės ir šviesio klasių (dažnai ir metalingumo) nustatymas analizuojant spektre pastebimas atomų ir jonų sugerties linijas bei molekulių sugerties juostas. Įvairių elementų atomai turi skirtingus jų jonizacijos ir sužadinimo potencialus, todėl skirtingai reaguoja į fizikines sąlygas žvaigždės fotosferoje. Matomoji sugerties linijų tamsių įvairovė atsiranda daugiausia dėl žvaigždžių fotosferų temperatūros skirtumų. Tam tikrą įtaką linijų išvaizdai turi ir dujų slėgis fotosferoje, priklausantis nuo gravitacijos pagreičio dydžio. Žvaigždžių spektrinės klasės nustatomos pagal tai, kokio tamsio yra vienos ar kitos sugerties linijos arba pagal tam tikrų linijų tamsio santykius. Šviesio klasės nustatomos dažniausiai pagal tam tikrų sugerties linijų pločius, o t. p. pagal neutralių ir jonizuotų elementų linijų tamsių santykį. Metalų sugerties linijų tamsio palyginimas su Saulės arba kitos standartinės žvaigždės spektre matomų tų pačių linijų tamsiu leidžia įvertinti metalų perteklių (metalingosios žvaigždės) arba trūkumą (subnykštukės, nemetalingosios milžinės). Astronomijoje paprastai naudojamos 2 pagrindinės žvaigždžių spektrų klasifikacijos sistemos – Harvardo ir MK. Harvardo klasifikacija, kurią 1901–12 sudarė ir išplėtojo astronomai Annie Jump Cannon ir E. Ch. Pickeringas (abu Jungtinės Ameriko Valstijos), yra vienmatė (tik pagal temperatūrą): žvaigždės skirstomos į spektrines klases (O, B, A, F, G, K, M) ir poklasius (nuo 0 iki 9). MK sistema, kurią įvedę šviesio klases 1943 sukūrė W. W. Morganas ir Philipas Childsas Keenanas (abu Jungtinės Amerikos Valstijos), yra dvimatė žvaigždžių spektrų klasifikacija: žvaigždės skirstomos į spektrines klases pagal temperatūrą, į šviesio klases – pagal absoliutųjį spindesį. Abejose sistemose raidė ir skaičius žymi temperatūrinę spektrinę klasę ir poklasį. Po to seka romėniškas skaičius, žymintis priklausomumą vienai arba kitai šviesio klasei. MK spektrinės klasės nustatomos iš spektrų, kurių dispersija yra apie 10 nm/mm arba didesnė. Mažesnės dispersijos spektruose sugerties linijos, reikalingos šviesio klasei nustatyti, matomos per silpnai. Žvaigždės t. p. klasifikuojamos ir pagal fotometrinius duomenis. Tam ypač tinka daugiaspalvės fotometrinės sistemos su vidutinio pločio ar siauresnėmis juostomis, pvz., septynspalvė Vilniaus astrofotometrinė sistema leidžia ne tik tiksliai nustatyti žvaigždės spektrinę ir šviesio klasę, bet ir kiekybinius žvaigždės parametrus.
1856