I universum finns oändligt många stjärnor. Bara i vår egen galax Vintergatan uppskattar man antalet till ca 200 miljarder, kanske t o m omkring 400 miljarder st.
De har alla olika konstellationer, består av lite olika grundämnen och delas därför in i olika klasser. Yttemperaturen avgör hur många grundämnen som är joniserade och hur mycket joniserade de är, det vill säga hur många elektroner som har slitits loss från atomen. Ju varmare en stjärna är desto mer joniserade är dess atmosfärs grundämnen.
Detta tar man reda på genom att studera stjärnans spektrum där man ser vilka spektrallinjer, det vill säga absorptionslinjer av olika grundämnen, som förekommer.
Spektraltyperna är O B A F G K M L och T, där O är den varmaste och T den svalaste.
Efter spektraltypsbeteckningen sätter man en siffra för att specificera stjärnans yttemperatur ytterligare, där 0 är varmast och 9 är svalast.
 
Förutom denna primära spektraltypsindelning fastställer man också en luminositetsklass genom att jämföra bredden på absorptionslinjer av väte, vilket indirekt också beskriver stjärnans storlek.
Luminositetsklasserna är 0=hyperjätte, I=superjätte, II=ljusstark jätte, III=jätte, IV=underjätte samt V= huvudseriestjärna och dvärg.
 
Huvudserien är där majoriteten av alla stjärnor befinner sig, så också vår sol. Både spektralklassen och luminositeten bestäms nästan enbart av stjärnans massa så länge den förbränner väte till helium genom fusion, och det är det de flesta stjärnor gör.
 
De hetaste stjärnorna är blå eller blåvita och de svalaste är rödaktiga. Däremellan har vi vita, gräddvita och gula stjärnor.
Spica i Jungfruns stjärnbild är blåvit, har en yttemperatur på 22 000° och har således fått beteckningen B1V.
Den röda superjätten Betelgeuse i Orions stjärnbild har en yttemperatur på endast 3 000°, och dess beteckning är M2I.
 
Vår närmaste stjärna är Solen. Den är gul (och kallas ibland också för "gul dvärg" även om detta specifika begrepp är på väg att överges), har en yttemperatur på ca 6 000° och har fått beteckningen G2V. Från och med denna spektraltyp, ”G” och lägre (mot svalare stjärnor), kan man i spektrumet även avläsa molekyllinjer och inte bara absorptionslinjer av grundämnen.
Vi ska vara glada för att vi inte har någon ljusstark blå eller röd stjärna som vår sol. Vår gula sol ger ett varmt och härligt ljus.
 
Solen är lika gammal som vårt solsystem, ca 4.6 miljarder år, och den beräknas lysa i ytterligare 5-6 miljarder år. Om ca 5 miljarder år har den förbrukat vätet i dess kärna och börjar i stället att förbränna helium. Samtidigt kommer den att svälla upp till en röd jätte, vilket ger den en radie som är 250 gånger större än vad den är idag. Det innebär att solsystemets inre planeter inklusive Jorden kommer att slukas av Solen. Oceanerna kokar bort och med dem försvinner också atmosfären, och allt kommer så småningom att förbrännas.
 
Förutsättningarna för liv på Jorden kommer emellertid att vara borta långt innan dess. Solen ökar nämligen för varje årmiljard sin luminositet med 10 %.
När solsystemet var ungt kunde t.ex. Venus vara beboelig, men Solen har sedan dess blivit varmare och idag är det 460° på Venus yta vilket bl.a. får bly att smälta. Solens allt högre temperatur gör också att Mars tunna atmosfär håller på att blåsa bort på grund av solvinden.
Inom en miljard år är Solen så varm att allt liv på Jorden kommer att vara utrotat. Vem vet, människan kanske har fördärvat planeten långt innan dess?
 
Till slut blir Solen en vit dvärg. Den har kvar nästan hela sin massa men volymen kommer inte att vara större än Jordens, vilket innebär att dess täthet då är 1000 ton per liter (dm³).