Étoiles G. — Elles forment ce qu’on peut appeler les étoiles du type solaire. Capella (α Aurigae), qui appartient au type G0, a un spectre qui ressemble très étroitement au spectre du Soleil, c’est-à-dire qui contient un très grand nombre de raies métalliques. La série de Balmer est réduite aux 4 raies du spectre visible, les raies ultra-violettes ayant disparu : d’ailleurs, le spectre continu est moins intense dans l’ultra-violet que pour les classes précédentes. Les raies H et K restent les raies les plus importantes du spectre ; elles sont encore plus intenses que dans les étoiles F.
La plupart des autres raies d’étincelle sont au contraire moins intenses que dans la classe F, tandis que les raies d’arc sont plus intenses. En particulier la raie 4 227 du calcium neutre, aussi intense que Hδ dans les étoiles G0, est plus intense que Hδ dans les divisions suivantes. On aperçoit aussi dans les spectres quelques bandes dues à des molécules : bande G du spectre solaire (4 290 à 4 305 Å), due au groupement CH, bandes du cyanogène.
Étoiles K. — Ces étoiles peuvent être appelées les étoiles du type des taches solaires : lorsqu’on passe de la classe G à la classe K, l’abaissement de température fait subir au spectre les mêmes modifications que celles qu’on trouve dans le spectre du Soleil en passant de l’observation de la photosphère à celle d’une tache. Le spectre d’Arcturus (α Bootis), qui est une étoile K0, est tout à fait semblable à celui d’une tache solaire. Par rapport aux spectres G, on a diminution de l’intensité des raies d’étincelle des métaux tels que le fer et le titane, et renforcement de leurs raies d’arc : les raies Ti I, Fe I atteignent leur maximum entre K2 et K5.
Les raies de l’hydrogène continuent à décroître, et les raies H et K du calcium ionisé atteignent leur maximum dans la division K2 ; la raie 4 227 du calcium neutre augmente au contraire d’intensité de K0 à K9 : pour une étoile K5, telle qu’Aldébaran (α Tauri), les raies H et K et la raie 4 227 sont les 3 raies les plus intenses du spectre.
La diminution de la température entraîne, d’autre part, un affaiblissement, déjà perceptible dans les étoiles K0, de la partie
