Obychno dlya klassifikacii ob'ekta, dostatochno proanalizirovat' ego spektr v shirokom diapazone dlin voln, naprimer v opticheskoi oblasti. Spektroskopicheskaya klassifikaciya - naibolee nadezhnyi metod, no v nekotoryh sluchayah ego primenenie sil'no zatrudneno. V sluchae obzornoi zadachi pri sovremennom sostoyanii astronomicheskoi svetopriemnoi tehniki vozmozhno poluchit' fotometricheskie dannye vysokogo kachestva dlya neskol'kih tysyach ob'ektov v neskol'kih svetofil'trah za odin nablyudatel'nyi set pri pomoshi CCD-priemnika. Za takoe zhe vremya, na tom zhe teleskope mozhno poluchit' spektry neskol'kih desyatkov, v sluchae primeneniya special'nyh metodov, do sotni ob'ektov. Pri etom predel'naya zvezdnaya velichina dlya fotometricheskih nablyudenii budet na 3^m-4^m glubzhe, chem dlya spektral'nyh. Voznikaet vopros - vozmozhno li klassificirovat' nablyudaemye ob'ekty, ispol'zuya tol'ko dannye, poluchaemye pri analize pryamyh snimkov? (Pod fotometricheskoi klassifikaciei budem ponimat' opredelenie prinadlezhnosti ob'ekta k tomu ili inomu tipu i opredeleniya ryada ego osnovnyh parametrov: spektral'nyi klass i klass svetimosti dlya zvezd, krasnoe smeshenie i tip dlya vnegalakticheskih ob'ektov.) S klassifikaciei tesno svyazana problema fotometricheskoi selekcii ob'ektov, to est' vybora naibolee interesnyh ob'ektov dlya bolee detal'nogo issledovaniya iz bol'shih vyborok.