Das Kapitel führt in die physikalischen Grundlagen der Analyse von Sternspektren ein, wobei der Fokus auf dem visuellen Spektralbereich zwischen 380 nm und 780 nm liegt. Zunächst wird Licht als Grundlage der weiteren physikalischen Grundlagen unter seinen verschiedenen Betrachtungsformen als Welle und Teilchen dargelegt. Daran anknüpfend wird die Entstehung diskreter Emissions- und Absorptionslinien anhand des Bohr’schen Atommodells erläutert, und ergänzend die Entstehung des Kontinuums durch Rekombinationsprozesse in stellaren Atmosphären beschrieben. Vorbereitend auf die Analyse der Sternspektren wird darauf eingegangen, wie Licht mithilfe von Brechung und Beugung in seine Bestandteile zerlegt werden kann. Des Weiteren wird beschrieben, welche Eigenschaften die auftretenden Linienprofile haben können, und daran anknüpfend, wie sich Sterne in Spektralklassen unterteilen lassen. Anschließend wird die Funktionsweise der Sicherung der Sternspektren auf den historischen Fotoplatten und dem modernen Bildsensor betrachtet. Mit Blick auf die Digitalisierung wird daraufhin die prinzipielle Funktionsweise bildgebender Sensoren beschrieben und anhand eigener Aufnahmen erläutert, welche Eigenschaften die Bildpunkte (Pixel) der digitalisierten Fotoplatte aufweisen können. Abschließend wird die Spektralklassifikation mithilfe eines dualen Bestimmungsschlüssels sowie der nicht-relativistische Doppler-Effekt thematisiert.