Спектральные классы звёзд

Спектральные типы: O-B-A-F-G-K-M

O, B, A, F, G, K, M — это аббревиатура семи основных спектральных типов звезд. В таблице ниже показан эффективный температурный диапазон, цветность, масса, радиус и светимость звезд каждого класса, а также их средняя продолжительность жизни.

Класс	Температура (К)	Цветность	Масса (M☉)	Радиус (R☉)	Светимость (L☉)	Продолжительность жизни (годы)
O	≥ 30,000	синий	≥ 16	≥ 6.6	≥ 30,000	10 миллионов
B	10,000–30,000	сине-белый	2.1–16	1.8–6.6	25-30,000	100 миллионов
A	7,500–10,000	белые (сине-белые)	1.4–2.1	1.4–1.8	5–25	1 миллиард долларов
F	6,000–7,500	белые (желто-белые)	1.04–1.4	1.15–1.4	1.5–5	3 миллиарда
G	5,200–6,000	Желтый	0.8–1.04	0.96–1.15	0.6–1.5	10 миллиардов
K	3,700–5,200	Оранжевый	0.45–0.8	0.7–0.96	0.08–0.6	50 миллиардов
M	2,400–3,700	оранжево-красный	0.08–0.45	≤ 0.7	≤ 0.08	200 миллиардов

Ниже приведены примеры звезд главной последовательности различных спектральных типов.

О-тип: S Единорога, 10 Ящерицы, Мю Жертвенника, АЕ Орла, Ипсилон Ориона…

В-тип: Ахернар, Алькаид, Альнаир, Нунки, Алголь, Эта Центавра, Акраб…

А-тип: Сириус, Вега, Фомальгаут, Альтаир, Кастор, Альфекка, Денебола… 

F-тип: Гамма Золотой Рыбы, Гамма Парусов, Гамма Змеи…

G-тип: Солнце, Альфа Центавра, Хара, Тау Кита… 

К-тип: Толиман, Эпсилон Эридана, Сигма Дракона, 61 Лебедя…

М-тип: Проксима Центавра, ТРАППИСТ-1, Звезда Бернарда, 359 Волка…

Звезды до главной последовательности

Сюда относят тип самых молодых светил, которые уже можно разглядеть в оптический телескоп. В звездах до главной последовательности могут происходить термоядерные реакции, но их сила настолько мала, что выделяемой энергии не хватает, чтобы компенсировать затраты энергии на свечение. Сжатие и нагрев светил происходит благодаря собственным силам гравитации, что и является их главной отличительной чертой от звезд главной последовательности.

Высокая светимость звезд объясняется их большими размерами и низкими температурами. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в верхней правой части. Постепенно температура светил повышается, а размеры уменьшаются и тогда звезда перемещается вниз и влево по диаграмме, чтобы перейти в стадию звезд главной последовательности. Одним из примера таких объектов являются светила типа Т Тельца. У самых холодных звезд до главной последовательности температура составляет всего 650 Кельвинов (К).

В некоторой терминологии к звездам до главной последовательности относят протозвезды на завершающей стадии формирования.

Жизненный путь звезды очень интересен и таинственен. Несмотря на многочисленные знания, у ученых все еще остается множество вопросов. В современном мире разрабатываются новые методики, усовершенствуются аппараты и приборы, которые в дальнейшем позволят не только подтвердить или обновить, имеющуюся информацию, но и, возможно, открыть еще не изведанные тела в космическом пространстве.  

Массы звезд

Чем массивнее звезда, тем выше в ее центре температура и давление, что определяет ее прочие характеристики. Массы двойных звезд удается определить, воспользовавшись законом тяготения Ньютона по скоростям их движения. Для прочих звезд масса оценивается по светимости, возрастающей в 10 раз при удвоении массы.

Нижний предел массы звезды составляет 0,075 масс Солнца, при меньшей массе в ней не будут протекать термоядерные реакции (и звездочки с подобной массой обнаружены). Самая же массивная (на сегодня) звезда – уже известная нам R136a1, с массой в 315 солнечных.

Мнение эксперта
Ловкачев Дмитрий
Астроном любитель

Совпадение не случайное – масса и светимость связаны.

Выше приведены основные принципы классификации звезд, по разным основаниям. Наиболее же целостно классифицировать звезды позволяет диаграмма Герцшпрунга-Рассела 1910 года, на которой отражена связь между температурой, цветом и абсолютной звездной величиной светил. Другое название диаграммы – цвет-светимость или спектр-светимость. Ценность диаграммы в том, что она отражает ход эволюции звезд.

Йеркская классификация с учётом светимости

В 1943 г. в одноименной обсерватории была разработана еще Йеркская классификация, которая учитывает светимость звезд, что отражается в ее названии. Иначе ее называют МКК — по первым буквам фамилий ученых: В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман. Дело в том, что Гарвардская классификация не принимает в расчет такую важную характеристику небесного светила как светимость. Позже Йеркская классификация была отображена Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США) в виде диаграммы с зависимостью спектрального класса от светимости. Таким образом, мы можем визуально наблюдать закономерность в свойствах звезд разного рода.

• Ia+ или 0 — сверхгиганты с наивысшей мощностью, массой, яркостью и короткой длительностью жизни;

  Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

• I, Ia, Iab, Ib — одни из наиболее массивных звезд – «сверхгиганты»;
• II, IIa, IIb — светила, имеющие светимость близкую к светимости сверхгигантов, однако их массы обычно недостаточно, чтобы относить их к сверхгигантам. Называются – «яркие гиганты»;
• III, IIIa, IIIab, IIIb — тела, обладающие большей светимостью и размером, чем звезды главной последовательности ( см. ниже), но схожей температурой верхних слоев. Зовутся как «гиганты»;
• IV — звезды, которые некогда являлись объектами главной последовательности, однако после их водородное топливо иссякло – «субгиганты»;
• V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности, которых около 90% среди всех светил);
• VI —класс с аномальной светимостью, промежуточный между карликами главной последовательности и белыми карликами – «субкарлики»;
• VII — компактные объекты, являющиеся последним этапом существования большинства звезд – «белые карлики».

Звезды разных классов

Данная диаграмма позволяет также определить светимость звезды, при наличии ее спектра. Исходя из вышеописанных классификаций сегодня Солнце относят к классу G2V.

Существует множество дополнительных спектральных классов для более экзотических объектов. Например, Q – для молодых звезд, P – для планетарных туманностей, D – для белых карликов, W для самых горячих светил, температура которых превышает температуру звезд класса O, и может достигать около 100 000 К.

Характеристические особенности в классе

Очевидно, каждая звезда хоть и относится к определенному классу, все же остается индивидуальным и неповторимым объектом, как и человек. Потому существует ряд дополнительных буквенных обозначений, которые указывают на особенности светила. Тип звезды обозначается буквой, которая стоит перед спектральным классом: карлик (d от dwarf), сверхгигант (с), гигант (g), субгигант (sg), субкарлик (sd), белый карлик (w или wd).

Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик

Многие свойства звезды выражаются особенностями его спектра, для них существует множество буквенных обозначений, которые располагаются после спектрального класса, например сильные линии металлов буквой m, а резкие и узкие линии – s.

Используя вышеописанные спектральные классы, астрономы могут кратко изложить основные свойства и особенности космического объекта. Так ярчайшая точка ночного небосвода – Сириус АB представляет собой систему из двух звезд и имеет спектральный класс A1Vm/DA2. Это означает, что видимая звезда (Сириус А) относится к классу А с подклассом температуры 1, является карликом главной последовательности и имеет сильные линии металлов, о чем говорят буквы «V» и «m». Ее компаньон Сириус Б – желтый карлик с подклассом 2, имеющий в атмосфере водород, и не имеющий гелий, линии которых соответственно присутствуют/отсутствуют в спектре, на что указывает буква А.

Светоизмерительная классификация

Звезды могут также быть классифицированы, используя светоизмерительные данные от любой светоизмерительной системы. Например, мы можем калибровать диаграммы показателя цвета U−B и B−V в системе UBV согласно классам яркости и спектральному. Тем не менее, эта калибровка не прямая, потому что много эффектов нанесены в таких диаграммах: межзвездное покраснение, цвет изменяется из-за металлических свойств и смешивания света от двойных и многократных звезд.

Светоизмерительные системы с большим количеством цветов и более узких полос пропускания позволяют класс звезды, и следовательно физические параметры, чтобы быть определенными более точно. Самое точное определение прибывает, конечно, из спектральных измерений, но туда не всегда достаточно пора получить качественные спектры с высоким отношением сигнал-шум.

Критерии

Звезды могут классифицироваться по следующим параметрам:

• восходящая к Гиппарху звездная величина;
• расстояние;
• абсолютная звездная величина;
• спектральный класс;

• цвет и температура поверхности;
• диаметр (радиус);
• масса.

Между параметрами звезд могут существовать зависимости (так, связаны между собой звездная величина, расстояние и светимость – любой из этих показателей может быть выведен из прочих двух). Связаны между собой цвет и температура.

Мнение эксперта
Ловкачев Дмитрий
Астроном любитель

Зависимости могут и отсутствовать или быть слабо связаны – размер звезды и ее масса независимы в широких пределах, и т.п.

Самые горячие звезды

Из диаграммы явствует, что наиболее горячими являются голубые гиганты, сверхгиганты и гипергиганты. Это чрезвычайно массивные, яркие и короткоживущие звезды. Термоядерные реакции в их недрах протекают очень интенсивно, порождая чудовищную светимость и высочайшие температуры. Такие звезды относятся к классам B и O либо к особому классу W (отличается широкими эмиссионными линиями в спектре).

Например, Эта Большой Медведицы (находится на «конце ручки» ковша) при массе, в 6 раз превышающей солнечную, светит в 700 раз мощнее и имеет поверхностную температуру около 22 000 K. У Дзеты Ориона – звезды Альнитак, – которая массивнее Солнца в 28 раз, внешние слои нагреты до 33 500 K. А температура гипергиганта с наивысшей известной массой и светимостью (как минимум в 8,7 миллионов раз мощнее нашего Солнца) – R136a1 в Большом Магеллановом облаке – оценена в 53 000 K.

Однако фотосферы звезд, как бы сильно разогреты они ни были, не дадут нам представления о самой высокой температуре во Вселенной. В поисках более жарких областей нужно заглянуть в недра звезд.

Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов могут наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра

• d — карлик (звезда главной последовательности)
• esd — экстремальный субкарлик
• c — сверхгигант
• g — гигант
• sg — субгигант
• sd — субкарлик
• w или wd — белый карлик

Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

• c — глубокие узкие линии
• comp — составной спектр
• con — отсутствуют видимые линии поглощения
• e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звёздах)
• em — эмиссия в линиях металлов
• ep — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
• er — явственно обращённые эмиссионные линии
• eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
• ev — переменность относится только к эмиссионным линиям
• ew — эмиссии, типичные для звёзд класса W
• f, (f), ((f)) — эмиссия гелия и неона в O-звёздах
• h — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
• ha — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
• k — межзвёздные линии
• m — сильные линии металлов
• n — диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением
• neb — добавочный спектр туманности
• nn — очень размытые диффузные линии
• p — пекулярный спектр (имеются неправильности)
• pq — особенности напоминают спектр новой звезды
• s — резкие и узкие линии
• sh — наличие оболочки
• ss — очень узкие линии
• v или var — изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией)
• w или wk или wl — слабые линии

Йеркская классификация с учетом светимости

В основе гарвардской спектральной классификации звезд лежат температурные показатели фотосферы светила. Исходя из этого, к одному классу могут относиться тела с одинаковой температурой, но с разной светимостью. Чтобы упорядочить небесные светила более точно, ученые разработали еще одну классификация, но в ее основу уже легли показатели светимости. Она получила название Йеркская спектральная классификация. Классы светимости обозначаются цифрами от 0 до VII, которые ставят после спектрального класса звезды. Светимость Солнца обозначается V, поэтому в таблице классификации (спектр-светимость) его записывают G2V. У некоторых звезд основной класс может добавляться подклассом:

Например, спектральный класс и класс светимости Полярной звезды – F7 Ib.

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические фразы:

• на английском языке: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart (перевод: «О, будь хорошей девочкой — поцелуй меня прямо сейчас, дорогая»), а также множество других вариантов.
• на русском языке: «Один Битый/Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь»;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
• О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
• Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
• Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше).

Классы Анджело Секки

Классификация Анджело Секки – это одна из первых разработанных классификаций, определяющая спектральные классы звёзд. Разработана она в 1860-1870 гг., и позже дополнена и немного изменена.

Согласно этой системе, все звёзды подразделяются на 5 классов:

• I – голубые и белые звёзды, обладающие широкими линиями поглощения водорода;
• II – оранжевые и желтые звёзды, с отчётливыми линиями металлов, но слабыми линиями водорода;
• III – красные и оранжевые звёзды, современный М класс;
• IV – красные звёзды, характерными сильными линиями углерода, ещё называемые углеродными звёздами;
• V – звёзды, имеющие эмиссионные линии азота, гелия и углерода и планетарные туманности;
• подтип Ориона – это те же звёзды I класса, только они имеют узкие линии в спектре, вместо широких.

Выше было приведено не полное описание классов Анджело Секки, так как они уже не используются.

Дополнительные спектральные классы[]

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

• W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
• L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
• T — метановые коричневые карлики с температурой 700-1500 K.
• Y — очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
• C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
• S — циркониевые звёзды
• D — белые карлики
• Q — новые звёзды
• P — планетарные туманности

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические фразы:

• на английском языке: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart (перевод: «О, будь хорошей девочкой — поцелуй меня прямо сейчас, дорогая»), а также множество других вариантов.
• на русском языке: «Один Битый/Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь»;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
• О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
• Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
• Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше).

Далекие экзотические объекты

Существует класс космических объектов, достаточно удаленных (а значит, и древних), характеризующихся совершенно экстремальными температурами. Это квазары. По современным воззрениям, квазар представляет собой сверхмассивную черную дыру, обладающую мощным аккреционным диском, образуемым падающим на нее по спирали веществом – газом или, точнее, плазмой. Собственно, это активное галактическое ядро в стадии формирования.

Скорость движения плазмы в диске настолько велика, что вследствие трения она разогревается до сверхвысоких температур. Магнитные поля собирают излучение и часть вещества диска в два полярных пучка – джета, выбрасываемых квазаром в пространство. Это чрезвычайно высокоэнергетический процесс. Светимость квазара в среднем на шесть порядков выше светимости самой мощной звезды R136a1.

Теоретические модели допускают для квазаров эффективную температуру (то есть присущую абсолютно черному телу, излучающему с той же яркостью) не более 500 миллиардов градусов (5×1011 K). Однако недавние исследования ближайшего квазара 3C 273 привели к неожиданному результату: от 2×1013 до 4×1013 K – десятки триллионов кельвинов. Такая величина сравнима с температурами, достигающимися в явлениях с наивысшим известным энерговыделением – в гамма-всплесках. На сегодняшний день это самая высокая температура во Вселенной, которая была когда-либо зарегистрирована.

Характеристические особенности в классе

Очевидно, каждая звезда хоть и относится к определенному классу, все же остается индивидуальным и неповторимым объектом, как и человек. Потому существует ряд дополнительных буквенных обозначений, которые указывают на особенности светила. Тип звезды обозначается буквой, которая стоит перед спектральным классом: карлик (d от dwarf), сверхгигант (с), гигант (g), субгигант (sg), субкарлик (sd), белый карлик (w или wd).

Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик

Многие свойства звезды выражаются особенностями его спектра, для них существует множество буквенных обозначений, которые располагаются после спектрального класса, например сильные линии металлов буквой m, а резкие и узкие линии – s.

Используя вышеописанные спектральные классы, астрономы могут кратко изложить основные свойства и особенности космического объекта. Так ярчайшая точка ночного небосвода – Сириус АB представляет собой систему из двух звезд и имеет спектральный класс A1Vm/DA2. Это означает, что видимая звезда (Сириус А) относится к классу А с подклассом температуры 1, является карликом главной последовательности и имеет сильные линии металлов, о чем говорят буквы «V» и «m». Ее компаньон Сириус Б – желтый карлик с подклассом 2, имеющий в атмосфере водород, и не имеющий гелий, линии которых соответственно присутствуют/отсутствуют в спектре, на что указывает буква А.

Основная (гарвардская) спектральная классификация[]

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Класс	Температура, K	Истинный цвет	Видимый цвет	Масса, M☉	Радиус, R☉	Светимость, L☉	Линии водорода	Доля в глав. послед., %
	30 000—60 000	голубой	голубой	60	15	1 400 000	слабые	~0,00003
	10 000—30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	18	7	20 000	средне	0,13
	7500—10 000	белый	белый	3,1	2,1	80	сильны	0,6
	6000—7500	жёлто-белый	белый	1,7	1,3	6	средне	3
	5000—6000	жёлтый	жёлтый	1,1	1,1	1,2	слабы	8
	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	0,8	0,9	0,4	очень слабы	13
	2000—3500	красный	оранжево-красный	0,3	0,4	0,04	очень слабы	> 78

Диаграмма спектральный класс—светимость (диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Звездная величина

Гиппарх.

Термин «звездная величина» (или просто «величина») не имеет никакого отношения к физическим размерам звезды.

Гиппарх назвал звездной величиной видимый блеск звезд, приписав самым ярким звездам 1-ю звездную величину, а наименее ярким, находящимся на пределе различения человеческим глазом (до изобретения телескопа оставалось еще 18 веков) – 6-ю звездную величину.

Английский астроном и оптик немецкого происхождения Уильям Гершель дни посвящал изготовлению зеркал для телескопов, а ночи – астрономическим наблюдениям.

Одна из заслуг Гершеля – внесения ясности в область звездной фотометрии. По результатам систематических наблюдений, начиная с 1794 года, Гершель основал надежную шкалу звездных величин, внеся в каталоги относительный блеск звезд.

Современная шкала звездных величин

Астрономам шкала звездных величин Гиппарха нравилась, они не намерены были от нее отказываться, и в 1856 году английский астроном Норман Погсон «подправил» ее, введя количественную меру.

Погсон предложил считать, что яркости звезд на краях шкалы Гиппарха (1-я и 6-я величины) отличаются ровно в 100 раз. Также, поскольку наблюдаются звезды ярче 1-й величины, шкала была распространена (через 0) в сторону отрицательных величин, и введены дробные показатели блеска.

Звезде Вега из созвездия Лиры была приписана звездная величина 0, что обозначается 0m. Разнице в 1 звездную величину, в соответствии с новой шкалой, соответствует изменение блеска как корень 5-й степени из 100, или 2,512. Отсюда разнице в 2 величины соответствует изменение яркости в 2,5122 = 6,31, и т.п.

В бинокль можно наблюдать звезды до 10m, а современные телескопы различают на небе звезды величиной до 29m. Блеск Юпитера достигает временами -2,5m, а блеск Солнца -26,7m.

Мнение эксперта
Ловкачев Дмитрий
Астроном любитель

Шкала звездных величин обоснована психофизически, исходя из особенностей человеческого восприятия слуха, зрения и пр. При изменении раздражителя в геометрической пропорции человек ощущает изменение раздражителя в арифметической, т.е. шкала звездных величин (как и шкала громкости звука, измеряемой в децибелах), является логарифмической.

Но помимо блеска, желательно знать еще и светимость звезды, которая характеризуется мощностью излучения, а для этого, прежде всего, необходимо знать расстояние до звезды.

Гарвардская спектральная классификация

Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась — спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:

Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M

Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): Морковь Кажется Жирафу Фруктом, А Бегемоту Овощем.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.

Спектральный класс звёзд (классификация Моргана-Кинана)

Класс O

Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B

Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A

Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F

Температура лежит в диапазоне 6000 — 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды — Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

Класс G

Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

Класс K

Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M

Звёзды с минимальной температурой равной 2000 — 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

Дополнительные классы Q, P, W

Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых).

Буквой P  — классы спектров планетарных туманностей.

Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе — очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 тысяч К.

Для более детального разделения на классы были введены подклассы. Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид — G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.

Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.

Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто  отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она (перед спектральным классом ставится индекс γ) или (индекс δ). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные  для данного спектрального класса, отмечаются буквой р — пекулярные (А6р).

Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n — диффузные линии, s — резкие линии.

Классы Анджело Секки

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета. В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс.

• Класс I

  Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.

  — белые и голубые звёзды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F.

• Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
• Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
• Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
• Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионными линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.

Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах, является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Основная (гарвардская) спектральная классификация[]

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в — гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Файл:Stellar.Spectra.Lnes.Intensity.jpg

Интенсивности групп линий в спектрах звёзд различных спектральных классов.

Диаграмма спектральный класс—светимость (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд:

Класс	Температура(Кельвин)	Цвет звезды	Особенноси спектров
O	30 000—60 000 K	Голубые	Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII
B	10 000—30 000 K	Бело-голубые	Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII
A	7500—10 000 K	Белые	Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg)
F	6000—7500 K	Желтовато-белые	Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti)
G	5000—6000 K	Жёлтые	Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K
K	3500—5000 K	Оранжевые	Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO
M	2000—3500 K	Красные	Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы:

• на английском: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (Выше указаны не все существующие классы)(здесь есть множество вариантов этой последовательности)
• и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

языках.