Сучасна фізика, припускаючи де які гипотези, за допомогою так званого закона Віна, дозволяє нам визначити температуру роспеченого самосяйного тіла. Це досягається шляхом спостереження кольору тіла, або ж більш достотно по росподілу інтенсивности в його спектрі. Ми можемо пристосувати цей метод до зір, визначаючи температури їх зверхніх шарів. Такі досліди було почато Вільзінгом та Шейнером у Потсдамі; в теперешній час вони переводяться в багаттьох обсерваторіях і мають зовсім однакові висновки. В звязку з цим з'ясовується, як і треба було чекати, що температура зір вимірюється тисячами градусів. Найбільш «гарячі» блакитно-білі зорі мають температуру в 15 — 20 тисяч градусів від абсолютного нуля; жовті (до яких відноситься наше сонце) — в 6 тисяч, а червоні до 2 — 3 тисяч градусів. Ці числа відносяться, безперечно, до зверхніх шарів зір; в середині їх температура повинна бути незрівняно більше. Так, після обрахунків німецького фізика Емдена, температура центральної частини сонця, напевно, виносить мільони градусів.
Температура зір як найтісніше звязана з характером темних рис її спектру, цеб-то, в решті решт, зі складом її атмосфери. Наприклад, у спектрах блакитно-білих зір знати лише небагато рис рідкого в нас газу гелія, воденя і де-яких инших. В спектрах чисто білих зір починають виступати риси металів, риси ж воденя досягають максимальної сили. Спектри жовтих зір (типу сонця) вже дуже складні, їх пересікає багато тонких рис важких металів. Червоні зорі виявляють вже не риси, але цілі смуги втягання, що є характерні для спектрів хемичних сполучень. Таким чином, зорі найвищої температури оточені атмосферами, де переважає гелій, в атмосферах білих зір більш всього воденя; сонце та подібні по складу зорі мають атмосфери з металів. Нарешті, температура червоних зір є остільки низькою, що в їх атмосферах починають відбуватись хемичні сполучення, які не є можливі в атмосферах більш «гарячих» зір. Отже, упорядковуючи зорі по черзі зменшення температури, ми будемо мати шерег: починається він гелієвими зорями, далі йдуть водневі та метальові (типу сонця), останніми є червоні зорі зі спектрами, характерними для хемичних сполучень.
Винаходи останніх десятиліть виявили, что спектр характеризує зорю ще в багатьох відношеннях. Наприклад, виявляється, що зорі є розміщені у просторі відповідно до своїх спектрів. Так, сонце знаходиться в центрі скупчення кількости метальових зір, червоні зорі займають дальші области, гелієві ніби-то оперізують всесвіт яскравих зір. Мало того, швидкість зір у просторі як найтісніше є звязана з їх спектрами. Гелієві зорі рухаються дуже повільно; середня їх швидкість після Кемпбелу всього 14 кіл. на секунду, метальових — коло ЗО, а червоних коло 35 кіл. Найбільш «гарячі» геліїві зорі у 5 разів більші, ніж маса сонця, в той час, коли маса метальових пересічно є рівна соняшній. Ще ціла цизка значних властивостей зір, про які тут говорити
