Звёзды спектрального класса K имеют температуры поверхности от 3800 до 5000 K и оранжевый цвет. В спектрах таких звёзд видны линии металлов, а линии водорода незаметны на фоне остальных линий. В поздних подклассах появляются линии оксида титана. С физической точки зрения класс K довольно разнороден.
К спектральному классу K относятся звёзды с температурами 3800—5000 K. Цвет звёзд этого класса — оранжевый, показатели цвета B−V составляют около 1,0m[1][2][3].
В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I[комм. 1], и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. В поздних подклассах[комм. 2] появляются широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь TiO[4][5][6]. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба[7].
При переходе к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться, а линии водорода — ослабевать. Линии молекулы CH достигают максимума в подклассе K2. Как и в спектральном классе G, для определения подкласса могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение их интенсивностей к интенсивности линий водорода: например, Fe l λ4046[комм. 3] к бальмеровской линии Hδ. Для определения температуры и подкласса химически пекулярных звёзд могут сравнивать интенсивности линий Cr I с линиями Fe I, поскольку содержание хрома обычно связано с содержанием железа даже для звёзд с аномальным химическим составом[8].
Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса K5 составляют 8,0m, у гигантов того же класса ― 0,1…−1,1m, у сверхгигантов ― ярче −2,5m (см. ниже)[9].
Звёзды класса K различных классов светимости различают спектроскопически практически теми же способами, что и звёзды класса G. С повышением светимости у звёзд класса K усиливаются линии Sr II и линии циана. Наиболее эффективное разделение классов светимости дают линии Y II не только из-за того, что они значительно усиливаются с ростом светимости, но и из-за того, что на соотношение интенсивностей Y II к Fe I практически не влияют аномалии химического состава звёзд. Также в спектрах ярких звёзд для линий H и K иона Ca II имеет место эффект Вилсона ― Баппа, при котором в центре линии поглощения наблюдается слабая эмиссия[10].