Преглед на кодот на Ѕвездена класификација

{{Херцшпрунг-Раселов дијаграм}}
[[Податотека:Stellar_Classification_Chart.png|мини|Едноставна табела за класификација на главните типови ѕвезди користејќи ја Харвардската класификација]]
'''Ѕвездена класификација''' — класификација на [[Ѕвезда|ѕвездите]] врз основа на [[Фотосфера|температурата на фотосферата]] и нејзиното поврзување со [[Спектар|спектралните]] одлики..[[Електромагнетно зрачење|Електромагнетното зрачење]] од ѕвездата се анализира со нејзиното делење со [[Призма (оптика)|призма]] или дифракциона решетка во [[спектар]] што го прикажува виножитото од бои прошарани со [[Спектрална линија|спектрални линии]]. Секоја линија означува одреден [[хемиски елемент]] или [[молекула]], при што јачината на линијата укажува на изобилството на тој елемент. Јачините на различните спектрални линии варираат главно поради температурата на [[фотосфера]]та, иако во некои случаи постојат вистински разлики во изобилството. ''Спектралната класа'' на ѕвездата е краток код кој првенствено ја сумира состојбата на [[јонизација]], давајќи објективна мерка за температурата на фотосферата.

Повеќето ѕвезди моментално се класифицирани според Морган-Кинановиот систем (МК) со помош на буквите ''O'', ''B'', ''A'', ''F'', ''G'', ''K'' и ''М'', низа од најжешкиот (тип ''О'') до најстудениот (тип ''М''). Секоја класа на букви потоа се дели со помош на нумерички број со ''0'' која е најжешка, а ''9'' е најстудена (на пр., A8, A9, F0 и F1 формираат низа од потопла до поладна). Низата е проширена со три класи за други ѕвезди кои не се вклопуваат во класичниот систем: ''[[Волф-Рајеова ѕвезда|W]]'', ''S'' и ''[[Јаглеродна ѕвезда|C]]''. На некои неѕвездени објекти им се доделени и букви: ''D'' за [[Бело џуџе|бели џуџиња]] и ''L'', ''T'' и ''Y'' за [[Кафеаво џуџе|кафеави џуџиња]].

Во Морган-Кинановиот систем, '''сјајносната класа''' се додава на спектралната класа со помош на [[римски бројки]]. Ова се заснова на ширината на одредени линии на апсорпција во спектарот на ѕвездите, кои варираат во зависност од густината на атмосферата и така ги разликуваат џиновските ѕвезди од џуџињата. Класа на осветленост&nbsp;''0'' или ''Ia+'' се користи за ''[[хиперџин]]ови'', класа I за ''[[суперџин]]ови'', класа&nbsp;''II'' за светли ''[[Џиновска ѕвезда|џинови]]'', класа&nbsp;''III'' за обични ''џинови'', класа&nbsp;''IV'' за ''[[подџин]]ови'', класа&nbsp;''V'' за ''ѕвезди'' од ''[[Главна низа|главната низа]]'', класа&nbsp;''sd'' (или ''VI'' ) за ''подџуџиња'' и класа&nbsp;''D'' (или ''VII'' ) за ''[[Бело џуџе|бели џуџиња]]''. Целосната спектрална класа за [[Сонце]]то е тогаш G2V, што укажува на ѕвезда од главната низа со температура на површината околу 5.800&nbsp;К.

== Конвенционален опис на боја ==
Конвенционалниот опис на бојата го зема предвид единствено врвот на ѕвездениот спектар. Меѓутоа, всушност, ѕвездите зрачат во сите делови на спектарот. Бидејќи сите спектрални бои комбинирани изгледаат бели, вистинските очигледни бои што би ги забележал човечкото око се многу посветли отколку што би сугерирале обичните описи на бои. Оваа карактеристика на „леснотија“ покажува дека поедноставеното доделување на боите во спектарот може да биде погрешно. Со исклучок на ефектите на контраст на бои при слаба светлина, во типични услови на гледање нема зелени, цијанови, индиго или виолетови ѕвезди. [[Жолто џуџе|„Жолтите“ џуџиња]] како [[Сонце]]то се бели, [[Црвено џуџе|„црвените“ џуџиња]] се длабока нијанса на жолта/портокалова, а [[Кафеаво џуџе|„кафеавите“ џуџиња]] не изгледаат буквално кафеави, но хипотетички би изгледале слабо црвени или сиви/црни на блискиот набљудувач.

== Современа класификација ==
Современиот систем на класификација е познат како класификација ''Морган–Кинан''ов систем (МК). На секоја ѕвезда ѝ е доделена спектрална класа (од постарата спектрална Харвардска класификација, која не вклучувала сјајност <ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/m/morgan-keenan+luminosity+class|title=Morgan-Keenan Luminosity Class {{!}} COSMOS|work=astronomy.swin.edu.au|accessdate=2022-08-31}}</ref> ) и сјајносна класа користејќи римски бројки како што е објаснето подолу, формирајќи го спектралниот тип на ѕвездата.

Другите современи системи за класификација на ѕвездите, како што е системот UBV, се засноваат на [[боен показател]] - измерените разлики во три или повеќе величини на бои.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://web.ipac.caltech.edu/staff/fmasci/home/astro_refs/magsystems.pdf|title=MAGNITUDE AND COLOR SYSTEMS|last=O’Connell|date=March 27, 2023|work=Caltech ASTR 511|archive-url=https://web.archive.org/web/20230328003032/https://web.ipac.caltech.edu/staff/fmasci/home/astro_refs/magsystems.pdf|archive-date=28 March 2023|accessdate=March 27, 2023}}</ref> На тие броеви им се дадени ознаки како „U−V“ или „B−V“, кои ги претставуваат боите поминати од два стандардни филтри (на пр. ''U'' ltraviolet, ''B'' lue и ''V'' isual).

=== Харвардска спектрална класификација ===
''Харвардскиот систем'' е еднодимензионален модел за класификација на астрономот [[Ени Џамп Канон]], која повторно го наредил и поедноставил претходниот азбучен систем од Дрејпер (види Историја). Ѕвездите се групирани според нивните спектрални карактеристики по единечни букви од азбуката, опционално со нумерички поделби. Ѕвездите од главната низа варираат во површинската температура од приближно 2.000 до 50.000&nbsp;[[Келвин|К]], додека повеќе развојни ѕвезди можат да имаат температури над 100.000&nbsp;К. Физички, класите ја покажуваат температурата на атмосферата на ѕвездата и вообичаено се наведени од најтопли до најстудени.
{| class="wikitable"
!Класа
![[Делотворна температура]] <ref name="calib" /><ref name="weidner">{{Наведено списание|last=Weidner|first=Carsten|last2=Vink|first2=Jorick S.|date=December 2010|title=The masses, and the mass discrepancy of O-type stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=524|at=A98|arxiv=1010.2204|bibcode=2010A&A...524A..98W|doi=10.1051/0004-6361/201014491}}</ref>
! abbr="Chromaticity" |Обичајо опишана боја  <ref name="Charity" /><ref name="ATNFcolor">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|date=2018-10-17|publisher=Australia Telescope National Facility}}</ref><ref group="б">Ова е релативната боја на ѕвездата ако Вега, генерално се смета за синкаста ѕвезда, се користи како стандард за „бело“.</ref>
! abbr="chromaticity" |Вистинска привидна боја (D65)<ref name="Charity">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/|title=What color are the stars?|last=Charity|first=Mitchell|work=Vendian.org|accessdate=13 May 2006}}</ref><ref name="möre">{{Наведена книга|title=The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats|last=Moore|first=Patrick|date=1992|publisher=Guinness|isbn=978-0-85112-940-2|edition=4th}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|date=21 December 2004|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|archive-url=https://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|archive-date=3 December 2013|accessdate=26 September 2007}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref><ref group="б">Хроматичноста може значително да варира во рамките на класата; на пример, Сонцето (ѕвезда Г2) е бела, додека ѕвездата Г9 е жолта ѕвезда.</ref>
!Маса <ref name="calib">{{Наведено списание|last=Habets|first=G. M. H. J.|last2=Heinze|first2=J. R. W.|date=November 1981|title=Empirical bolometric corrections for the main-sequence|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=46|pages=193–237 (Tables VII and VIII)|bibcode=1981A&AS...46..193H}}&nbsp;– Luminosities are derived from M<sub>bol</sub> figures, using M<sub>bol</sub>(☉)=4.75.</ref><ref name="bdevol">{{Наведено списание|last=Baraffe|first=I.|last2=Chabrier|first2=G.|last3=Barman|first3=T. S.|last4=Allard|first4=F.|last5=Hauschildt|first5=P. H.|date=May 2003|title=Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=402|issue=2|pages=701–712|arxiv=astro-ph/0302293|bibcode=2003A&A...402..701B|doi=10.1051/0004-6361:20030252}}</ref><br /><br />([[Сончева маса|сончеви маси]])
!Полупречник<ref name="calib" /><ref name="bdevol" /><br /><br />([[Сончев полупречник|сончеви полупречници]] )
!Сјајност<ref name="calib" /><ref name="bdevol" /><br /><br />([[Апсолутна ѕвездена величина|болометриска]] )
!Водородни
линии
!Застапеност во<br /><br />[[Главна низа|главнонизните ѕвезди]]<ref group="б" name="proportions">Овие пропорции се фракции на ѕвезди посветли од апсолутната величина 16; намалувањето на оваа граница ќе ги направи претходните типови уште поретки, додека генерално додавањето само во класата М. Пропорциите се пресметуваат игнорирајќи ја вредноста 800 во вкупната колона бидејќи вистинските бројки се собираат до 824.</ref><ref name="LeDrew2001">{{Наведено списание|last=Ledrew|first=Glenn|date=February 2001|title=The Real Starry Sky|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=95|page=32|bibcode=2001JRASC..95...32L}}</ref>
|-
!O
|≥&nbsp;33,000&nbsp;K
| style="background:#9bb0ff;" |сина
| style="background:#{{Color temperature|50000|hexval}};" |blue
|≥&nbsp;{{Сончева маса|16}}
|≥&nbsp;{{Сончев полупречник|6.6}}
|≥&nbsp;{{Сончева сјајност|30,000}}
|Weak
|0.00003%
|-
!B
|10,000–33,000&nbsp;K
| style="background:#aabfff;" |синобела
| style="background:#{{Color temperature|20000|hexval}};" |deep bluish white
|{{Сончева маса|2.1–16}}
|{{Сончев полупречник|1.8–6.6}}
|{{Сончева сјајност|25–30,000}}
|Medium
|0.12%
|-
!A
|7,300–10,000&nbsp;K
| style="background:#cad7ff;" |бела
| style="background:#{{Color temperature|8750|hexval}};" |bluish white
|{{Сончева маса|1.4–2.1}}
|{{Сончев полупречник|1.4–1.8}}
|{{Сончева сјајност|5–25}}
|Strong
|0.61%
|-
!F
|6,000–7,300&nbsp;K
| style="background:#f8f7ff;" |жолтобела
| style="background:#{{Color temperature|6750|hexval}};" |white
|{{Сончева маса|1.04–1.4}}
|{{Сончев полупречник|1.15–1.4}}
|{{Сончева сјајност|1.5–5}}
|Medium
|3.0%
|-
!G
|5,300–6,000&nbsp;K
| style="background:#fff4ea;" |жолта
| style="background:#{{Color temperature|5600|hexval}};" |yellowish white
|{{Сончева маса|0.8–1.04}}
|{{Сончев полупречник|0.96–1.15}}
|{{Сончева сјајност|0.6–1.5}}
|Weak
|7.6%
|-
!K
|3,900–5,300&nbsp;K
| style="background:#ffd2a1;" |светло портокалова
| style="background:#{{Color temperature|4450|hexval}};" |pale yellowish orange
|{{Сончева маса|0.45–0.8}}
|{{Сончев полупречник|0.7–0.96}}
|{{Сончева сјајност|0.08–0.6}}
|Very weak
|12%
|-
!M
|2,300–3,900&nbsp;K
| style="background:#ffcc6f;" |портокалово црвена
| style="background:#{{Color temperature|3050|hexval}};" |light orangish red
|{{Сончева маса|0.08–0.45}}
|≤&nbsp;{{Сончев полупречник|0.7}}
|≤&nbsp;{{Сончева сјајност|0.08}}
|Very weak
|76%
|}
Вообичаен [[Мнемоника|мнемоник]] за запомнување на редоследот на буквите од спектрален тип, од најтопли до најстудени, е „ <u>O</u> h, <u>B</u> e <u>A</u> <u>F</u> ine <u>G</u> uy/ <u>G</u> irl: <u>K</u> iss <u>M</u> e!“, (О, биди добар дечко/девојка: Бакни ме!) или друг е „ Нашите светли астрономи често генерираат убиствени мнемоници“ .<ref name="mnem">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.eudesign.com/mnems/startemp.htm|title=Spectral classification of stars (OBAFGKM)|work=www.eudesign.com|accessdate=2019-04-06}}</ref>

Спектралните класи О до М, како и други поспецијализирани класи за кои се дискутира подоцна, се поделени со арапски бројки (0–9), каде што 0 ги означува најжешките ѕвезди од дадена класа. На пример, А0 ги означува најжешките ѕвезди во класата&nbsp;А и А9 ги означуваат најстудени. Дробните броеви се дозволени; на пример, ѕвездата Ми Рамнило е класифицирана како О9.7.<ref name="UpsOriType">{{Наведено списание|last=Sota|first=A.|last2=Maíz Apellániz|first2=J.|last3=Morrell|first3=N. I.|last4=Barbá|first4=R. H.|last5=Walborn|first5=N. R.|last6=Gamen|first6=R. C.|last7=Arias|first7=J. I.|last8=Alfaro|first8=E. J.|displayauthors=5|date=March 2014|title=The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=211|issue=1|at=10|arxiv=1312.6222|bibcode=2014ApJS..211...10S|doi=10.1088/0067-0049/211/1/10}}</ref> [[Сонце]]то е класифицирано како G2.<ref name="SunSpectrum">{{Наведена книга|title=Guide to the Sun|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|date=1995|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-39788-9|pages=47–53}}</ref>

Фактот дека харвардската класификација на ѕвезда ја означува нејзината површинска или [[Фотосфера|фотосферска]] [[температура]] (или попрецизно, нејзината [[делотворна температура]]) не била целосно разбрана дури по нејзиниот развој, иако до моментот кога бил формулиран првиот [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм]] (до 1914 година). генерално се сомневало дека ова е вистина.  Во 1920-тите, индискиот физичар Мегнад Саха извел теорија за јонизација со проширување на добро познатите идеи во физичката хемија кои се однесуваат на дисоцијација на молекулите со јонизација на атомите. Прво го применил на сончевата хромосфера, а потоа на ѕвездените спектри.<ref>{{Наведено списание|last=Saha|first=M. N.|date=May 1921|title=On a Physical Theory of Stellar Spectra|journal=Proceedings of the Royal Society of London. Series A|volume=99|issue=697|pages=135–153|bibcode=1921RSPSA..99..135S|doi=10.1098/rspa.1921.0029|doi-access=free}}</ref>

Астрономот од Харвард Сесилија Пејн тогаш покажала дека спектралната низа ''OBAFGKM'' е всушност низа во температурата.  Бидејќи секвенцата на класификација претходи на нашето разбирање дека се работи за температурна низа, поставувањето на спектарот во даден подтип, како што се B3 или A7, зависи од (во голема мера субјективни) проценки на јачината на карактеристиките на апсорпција во ѕвездените спектри. Како резултат на тоа, овие подтипови не се рамномерно поделени на какви било математички репрезентативни интервали.

=== Јеркисова спектрална класификација ===
''Јеркисовата спектрална класификација'', исто така наречена ''МК,'' или Морган-Кинанова класификација) <ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://physicsanduniverse.com/the-yerkes-spectral-classification/|title=The Yerkes spectral classification|last=Universe|first=Physics And|date=2013-06-14|work=Physics and Universe|language=en-US|accessdate=2022-08-31}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.ucl.ac.uk/ucl-observatory/resources/mkk-and-revised-mk-atlas|title=The MKK and Revised MK Atlas|last=UCL|date=2018-11-30|work=UCL Observatory (UCLO)|language=en|accessdate=2022-08-31}}</ref> системот од иницијалите на авторите, е воведен систем на ѕвездена спектрална класификација во 1943 година од Вилијам Вилсон Морган, Филип К. Кинан и Едит Келман од Јеркисовата опсерваторија.<ref>{{Наведена книга|title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|last=Morgan|first=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|last3=Kellman|first3=Edith|date=1943|publisher=The University of Chicago Press|bibcode=1943assw.book.....M|oclc=1806249}}</ref> Овој дводимензионален ( [[температура]] и [[сјајност]]) модел за класификација се заснова на [[Спектрална линија|спектрални линии]] чувствителни на ѕвездената температура и [[површинска гравитација]], која е поврзана со сјајноста (додека ''Харвардската класификација'' се заснова само на температурата на површината). Подоцна, во 1953 година, по некои ревизии на списокот на стандардни ѕвезди и критериумите за класификација, моделот бил именуван како ''Морган–Кинанова класификација'', или ''МК'',<ref name="ref_MK">{{Наведено списание|last=Morgan|first=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|date=1973|title=Spectral Classification|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=11|pages=29–50|bibcode=1973ARA&A..11...29M|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333}}</ref> која останува во употреба и денес.

Погустите ѕвезди со поголема површинска гравитација покажуваат поголемо [[Спектрална линија|проширување на притисокот]] на спектралните линии. Гравитацијата, а со тоа и притисокот, на површината на [[џиновска ѕвезда]] е многу помала отколку кај [[џуџеста ѕвезда]] бидејќи полупречникот на џинот е многу поголем од џуџе со слична маса. Затоа, разликите во спектарот може да се толкуваат како ''ефекти на осветленост'' и сјајносната класа може да се додели чисто од испитувањето на спектарот.

Се разликуваат голем број различни ''класи на осветленост'', како што е наведено во табелата подолу.<ref name="CDS">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/note.html|title=A note on the spectral atlas and spectral classification|publisher=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]|accessdate=2 January 2015}}</ref>
{| class="wikitable"
|+Класи на сјајност на Yerkes
! Сјајносна класа
! Опис
! Примери
|-
| 0 ''или'' Ia <sup>+</sup>
| [[хиперџин]]ови или екстремно светли суперџинови
| [[Лебед OB2-12|Лебед OB2#12]] - B3-4Ia+ <ref name="Caballero-Nieves">{{Наведено списание|last=Caballero-Nieves|first=S. M.|last2=Nelan|first2=E. P.|last3=Gies|first3=D. R.|last4=Wallace|first4=D. J.|last5=DeGioia-Eastwood|first5=K.|last6=Herrero|first6=A.|last7=Jao|first7=W.-C.|last8=Mason|first8=B. D.|last9=Massey|first9=P.|displayauthors=5|date=February 2014|title=A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors|journal=The Astronomical Journal|volume=147|issue=2|at=40|arxiv=1311.5087|bibcode=2014AJ....147...40C|doi=10.1088/0004-6256/147/2/40}}</ref>
|-
| la
| светлечки [[суперџин]]ови
| Ета Големо Куче – B5Ia <ref name="Prinja">{{Наведено списание|last=Prinja|first=R. K.|last2=Massa|first2=D. L.|date=October 2010|title=Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=521|at=L55|arxiv=1007.2744|bibcode=2010A&A...521L..55P|doi=10.1051/0004-6361/201015252}}</ref>
|-
| Iab
| прозрачни [[суперџин]]ови со средна големина
| [[Гама Лебед]] - F8Iab <ref name="GrayDF">{{Наведено списание|last=Gray|first=David F.|date=November 2010|title=Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg|journal=The Astronomical Journal|volume=140|issue=5|pages=1329–1336|bibcode=2010AJ....140.1329G|doi=10.1088/0004-6256/140/5/1329|doi-access=free}}</ref>
|-
| lb
| помалку светлечки [[суперџин]]ови
| Зета Персеј - B1Ib <ref name="Nazé" />
|-
| II
| [[Џиновска ѕвезда|светли џинови]]
| Бета Зајак – G0II <ref name="Lyubimkov">{{Наведено списание|last=Lyubimkov|first=Leonid S.|last2=Lambert|first2=David L.|last3=Rostopchin|first3=Sergey I.|last4=Rachkovskaya|first4=Tamara M.|last5=Poklad|first5=Dmitry B.|date=February 2010|title=Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=402|issue=2|pages=1369–1379|arxiv=0911.1335|bibcode=2010MNRAS.402.1369L|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x|doi-access=free}}</ref>
|-
| III
| нормални [[Џиновска ѕвезда|џинови]]
| [[Арктур]] - K0III <ref name="GrayRO">{{Наведено списание|last=Gray|first=R. O.|last2=Corbally|first2=C. J.|last3=Garrison|first3=R. F.|last4=McFadden|first4=M. T.|last5=Robinson|first5=P. E.|date=October 2003|title=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=4|pages=2048–2059|arxiv=astro-ph/0308182|bibcode=2003AJ....126.2048G|doi=10.1086/378365}}</ref>
|-
| IV
| [[подџин]]ови
| [[Гама Касиопеја]] - B0.5IVpe <ref name="Shenavrin">{{Наведено списание|last=Shenavrin|first=V. I.|last2=Taranova|first2=O. G.|last3=Nadzhip|first3=A. E.|date=January 2011|title=Search for and study of hot circumstellar dust envelopes|journal=Astronomy Reports|volume=55|issue=1|pages=31–81|bibcode=2011ARep...55...31S|doi=10.1134/S1063772911010070}}</ref>
|-
| V
| [[Главна низа|ѕвезди од главната низа]] (џуџиња)
| [[Ахернар]] – B6Vep <ref name="Nazé">{{Наведено списание|last=Nazé|first=Y.|date=November 2009|title=Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=506|issue=2|pages=1055–1064|arxiv=0908.1461|bibcode=2009A&A...506.1055N|doi=10.1051/0004-6361/200912659}}</ref>
|-
| sd ( ''префикс'' ) ''или'' VI
| подџуџиња
| HD 149382 - sdB5 ''или'' B5VI <ref name="Cenarro">{{Наведено списание|last=Cenarro|first=A. J.|last2=Peletier|first2=R. F.|last3=Sanchez-Blazquez|first3=P.|last4=Selam|first4=S. O.|last5=Toloba|first5=E.|last6=Cardiel|first6=N.|last7=Falcon-Barroso|first7=J.|last8=Gorgas|first8=J.|last9=Jimenez-Vicente|first9=J.|date=January 2007|title=Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=374|issue=2|pages=664–690|arxiv=astro-ph/0611618|bibcode=2007MNRAS.374..664C|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x|doi-access=free}}</ref>
|-
| D ( ''префикс'' ) ''или'' VII
| [[Бело џуџе|бели џуџиња]] <ref group="б">Технички, белите џуџиња повеќе не се „живи“ ѕвезди, туку „мртви“ остатоци од изгаснати ѕвезди. Нивната класификација користи различен сет на спектрални типови од „живи“ ѕвезди што горат елементи.</ref>
| [[Ван Манен 2|ван Маанен 2]] – ДЗ8 <ref name="Sion">{{Наведено списание|last=Sion|first=Edward M.|last2=Holberg|first2=J. B.|last3=Oswalt|first3=Terry D.|last4=McCook|first4=George P.|last5=Wasatonic|first5=Richard|date=December 2009|title=The White Dwarfs Within 20&nbsp;Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics|journal=The Astronomical Journal|volume=138|issue=6|pages=1681–1689|arxiv=0910.1288|bibcode=2009AJ....138.1681S|doi=10.1088/0004-6256/138/6/1681}}</ref>
|}
Дозволени се маргинални случаи; на пример, ѕвездата може да биде или суперџин или светол џин, или може да биде помеѓу класификациите на подџинот и на главната низа. Во овие случаи, се користат два специјални симболи:

* Косата црта ('''/''') значи дека ѕвездата е или една или друга класа.
* Цртичка ('''-''') значи дека ѕвездата е помеѓу двете класи.

На пример, ѕвезда класифицирана како A3-4III/IV би била помеѓу спектралните типови А3 и А4, додека е или џиновска ѕвезда или подџин.

Се користат и подџуџести класи: VI за подџуџиња (ѕвезди малку помалку светлечки од главната низа).

Номинална класа на осветленост&nbsp;VII (а понекогаш и повисоки бројки) денес ретко се користат за класите на бели џуџиња или „жешки подџуџиња“, бидејќи температурните букви од главната низа и џиновските ѕвезди повеќе не важат за белите џуџиња.

Повремено, буквите ''a'' и ''b'' се применуваат на класи на сјајност, освен суперџинови; на пример, џиновска ѕвезда малку посјајна од типичната може да добие сјајносната класа IIIb, додека сјајносната класа IIIa означува ѕвезда малку посјајна од типичен џин.<ref name="HayesPasinetti2012">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=1LL1CAAAQBAJ&pg=PA129|title=Calibration of Fundamental Stellar Quantities: Proceedings of the 111th Symposium of the International Astronomical Union held at Villa Olmo, Como, Italy, May 24–29, 1984|last=D.S. Hayes|last2=L.E. Pasinetti|last3=A.G. Davis Philip|date=6 December 2012|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-94-009-5456-4|pages=129–}}</ref>

Примерок од екстремни V ѕвезди со силна апсорпција во спектралните линии He II λ4686 добиле ознака ''Vz''. Пример ѕвезда е HD 93129 B.<ref name="arias">{{Наведено списание|last=Arias|first=Julia I.|last2=Walborn|first2=Nolan R.|last3=Simon-Diaz|first3=Sergio|last4=Barba|first4=Rodolfo|last5=Maiz Apellaniz|first5=Jesus|last6=Sabin-Sanjulian|first6=Carolina|last7=Gamen|first7=Roberto C.|last8=Morrell|first8=Nidia I.|last9=Sota|first9=Alfredo|displayauthors=1|date=August 2016|title=Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)|journal=The Astronomical Journal|volume=152|issue=2|pages=31|arxiv=1604.03842|bibcode=2016AJ....152...31A|doi=10.3847/0004-6256/152/2/31|doi-access=free}}</ref>

=== Спектрални особености ===
Дополнителна номенклатура, во форма на мали букви, може да го следи спектралниот тип за да укаже на посебни карактеристики на спектарот.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-equipment/the-spectral-types-of-stars/?showAll=y|title=The Spectral Types of Stars|last=MacRobert|first=Alan|date=1 August 2006|work=Sky & Telescope}}</ref>
{| class="wikitable"
!Код
!Спектрални особености за ѕвездите
|-
! :
|неизвесна спектрална вредност
|-
!...
|Постојат неопишани спектрални особености
|-
! !
|Посебна особеност
|-
!comp
|Композитен спектар
|-
!e
|Присутни емисиони линии<ref name="Allen">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.star.ucl.ac.uk/~pac/spectral_classification.html|title=The Classification of Stellar Spectra|last=Allen|first=J. S.|work=[[University College London|UCL]] Department of Physics and Astronomy: Astrophysics Group|accessdate=1 January 2014}}</ref>
|-
![e]
|Присутни „забранети“ линии за емисија
|-
!er
|„Обратен“ центар на емисиони линии послаб од рабовите
|-
!eq
|Емисиони линии со профил P Лебед
|-
!f
|Емисии на N&nbsp;III и He&nbsp;II
|-
!f*
|[[Азот|N]]&nbsp;IV 4058Å е посилен од N III 4634Å, 4640Å и 4642Å линиите<ref name="JMA">{{Наведено списание|last=Maíz Apellániz|first=J.|last2=Walborn|first2=Nolan R.|last3=Morrell|first3=N. I.|last4=Niemela|first4=V. S.|last5=Nelan|first5=E. P.|year=2007|title=Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved|journal=The Astrophysical Journal|volume=660|issue=2|pages=1480–1485|arxiv=astro-ph/0612012|bibcode=2007ApJ...660.1480M|doi=10.1086/513098}}</ref>
|-
!f+
|Si IV 4089Å и 4116Å се емитираат, покрај линијата N III
|-
!f?
|C III 4647-4650-4652Å емисиони линии со споредлива јачина на линијата N III<ref name="walborn2010">{{Наведено списание|last=Walborn|first=Nolan R.|last2=Sota|first2=Alfredo|last3=Maíz Apellániz|first3=Jesús|last4=Alfaro|first4=Emilio J.|last5=Morrell|first5=Nidia I.|last6=Barbá|first6=Rodolfo H.|last7=Arias|first7=Julia I.|last8=Gamen|first8=Roberto C.|year=2010|title=Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=711|issue=2|pages=L143|arxiv=1002.3293|bibcode=2010ApJ...711L.143W|doi=10.1088/2041-8205/711/2/L143}}</ref>
|-
!(f)
|N III емисија, отсуство или слаба апсорпција на He II
|-
!(f+)
|<ref name="Cecilia">{{Наведено списание|last=Fariña|first=Cecilia|last2=Bosch|first2=Guillermo L.|last3=Morrell|first3=Nidia I.|last4=Barbá|first4=Rodolfo H.|last5=Walborn|first5=Nolan R.|year=2009|title=Spectroscopic Study of the N159/N160 Complex in the Large Magellanic Cloud|journal=The Astronomical Journal|volume=138|issue=2|pages=510–516|arxiv=0907.1033|bibcode=2009AJ....138..510F|doi=10.1088/0004-6256/138/2/510}}</ref>
|-
!((f))
|Прикажува силна апсорпција на He II придружена со слаби емисии N III<ref name="GRauw">{{Наведено списание|last=Rauw|first=G.|last2=Manfroid|first2=J.|last3=Gosset|first3=E.|last4=Nazé|first4=Y.|last5=Sana|first5=H.|last6=De Becker|first6=M.|last7=Foellmi|first7=C.|last8=Moffat|first8=A. F. J.|year=2007|title=Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund 2|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=463|issue=3|pages=981–991|arxiv=astro-ph/0612622|bibcode=2007A&A...463..981R|doi=10.1051/0004-6361:20066495}}</ref>
|-
!((f*))
|
|-
!h
|Волф-рајеови ѕвезди со линии за емисија на водород.<ref name="WR">{{Наведено списание|last=Crowther|first=Paul A.|year=2007|title=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars|journal=Annual Review of Astronomy & Astrophysics|volume=45|issue=1|pages=177–219|arxiv=astro-ph/0610356|bibcode=2007ARA&A..45..177C|doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615}}</ref>
|-
!ha
|Волф-рајеови ѕвезди со водород забележани и при апсорпција и во емисија.
|-
!He wk
|Слаби хелиумски линии
|-
!k
|Спектра со карактеристики на меѓуѕвездена апсорпција
|-
!m
|Подобрени металични карактеристики
|-
!n
|Широка („небулозна“) апсорпција 
|-
!nn
|Многу широки карактеристики на апсорпција
|-
!neb
|Спектарот на маглина измешан
|-
!p
|Неодредена особеност, чудна ѕвезда.<ref group="б">Кога се користи со ѕвезди од типот A, ова се однесува на ненормално силни металични спектрални линии</ref>
|-
!pq
|Необичен спектар, сличен на спектрите на нови
|-
!q
|[[P Лебед|Профил на P Лебед]]
|-
!s
|Тесни („остри“) линии на апсорпција
|-
!ss
|Многу тесни линии
|-
!sh
|Карактеристики на ѕвезда-школка
|-
!var
|Променлива спектрална карактеристика (понекогаш скратено на „v“)
|-
!wl
|Слаби линии (исто така „w“ и „wk“)
|-
!симбол
|Ненормално силни спектрални линии на наведениот елемент(и)
|-
!z
|што укажува на ненормално силна јонизирана линија на хелиум на 468,6
|}
На пример, [[59 Лебед]] е наведен како спектрален тип&nbsp;B1.5Vnne,<ref name="Lesh">{{Наведено списание|last=Rountree Lesh|first=J.|year=1968|title=The Kinematics of the Gould Belt: An Expanding Group?|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=17|pages=371|bibcode=1968ApJS...17..371L|doi=10.1086/190179|doi-access=free}}</ref> што укажува на спектар со општата класификација B1.5V, како и многу широки линии на апсорпција и одредени линии на емисија.

== Историја ==
Причината за чудното распоредување на буквите во Харвардската класификацијата е историска, бидејќи се развила од претходните класи на Секи и постепено се менувала како што се подобрувало разбирањето.

=== Секиеви класи ===
Во текот на 1860-тите и 1870-тите, пионерскиот ѕвезден спектроскоп Анџело Секи ги создал ''Секиевите класи'' со цел да ги класифицира набљудуваните спектри. До 1866 година, тој развил три класи на ѕвездени спектри, прикажани во табелата подолу.<ref>[http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f364.table Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires], P. Secchi, ''Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences'' '''63''' (July–December 1866), pp. 364–368.</ref><ref>[http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f623.table Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles], P. Secchi, ''Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences'' '''63''' (July–December 1866), pp. 621–628.</ref><ref>{{Наведена книга|title=The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy|last=Hearnshaw|first=J. B.|date=1986|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-25548-6|location=Cambridge, UK|pages=60, 134}}</ref>

Во доцните 1890-ти, оваа класификација започнала да се заменува со Харвардската класификацијата, за која се дискутира во остатокот од овој напис.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5|title=Classification of Stellar Spectra: Some History}}</ref><ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/starstheirspectr0000kale/page/62|title=Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence|last=Kaler|first=James B.|date=1997|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-58570-5|location=Cambridge|pages=[https://archive.org/details/starstheirspectr0000kale/page/62 62–63]}}</ref><ref>p. 60–63, Hearnshaw 1986; pp. 623–625, Secchi 1866.</ref>
{| class="wikitable"
!Класа&nbsp;број
! Опис
|-
| Секиева класа I
| Бели и сини ѕвезди со широки тешки водородни линии, како што се [[Вега]] и [[Алтаир]] . Ова ја вклучува современата класа&nbsp;А и рана класа&nbsp;F.
|-
| Секиева класа I (подкласа на Орион)
| Подтип на Секиевата класа со тесни линии на местото на широките бендови, како што се [[Ригел]] и [[Белатрикс]]. Во современи услови, ова одговара на раните ѕвезди од типот B
|-
| Секиева класа II
| Жолти ѕвезди - помалку застапени со водород, но евидентни металични линии, како што се [[Сонце]]то, [[Арктур]] и [[Капела (ѕвезда)|Капела]]. Ова ги вклучува современите класи G и К, како и доцната класа&nbsp;F.
|-
| Секиева класа III
| Ѕвезди од портокалова до црвена боја со сложени спектри, како што се [[Бетелгез]] и [[Антарес]].<br />Ова одговара на современата класа&nbsp;М.
|-
| Секиева класа IV
| Во 1868 година, тој открил [[Јаглеродна ѕвезда|јаглеродни ѕвезди]], кои ги ставил во посебна група:<ref>pp. 62–63, Hearnshaw 1986.</ref><br />Црвени ѕвезди со значајни [[јаглерод]]ни ленти и линии, што одговараат на современите класи C и S.
|-
| Секиева класа V
| Во 1877 година, тој додал петта класа:<ref>p. 60, Hearnshaw 1986.</ref><br />Ѕвезди со [[Спектрална линија|емисиона линија]], како што се [[Гама Касиопеја]] и [[Бета Лира]], кои се во современата класа Be. Во 1891 година, Едвард Чарлс Пикеринг предложил класата V да одговара на современата класа О (која тогаш ги вклучувала [[Волф-Рајеова ѕвезда|Волф-Рајеовите ѕвезди]]) и ѕвездите во планетарните маглини.<ref>''Catchers of the Light: The Forgotten Lives of the Men and Women Who First Photographed the Heavens'' by Stefan Hughes.</ref>
|}
[[Римски бројки|Римските бројки]] што се користат за Секиевите класи не треба да се мешаат со целосно неповрзаните римски бројки што се користат за класите на сјајност на Јеркес и предложените класи на неутронски ѕвезди.

=== Драјперов систем ===
{| class="wikitable" style="float: right"
|+Класификација според Драјперовиот каталогот на ѕвездени спектри <ref name="drapera">{{Наведено списание|last=Pickering|first=Edward C.|year=1890|title=The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=27|pages=1|bibcode=1890AnHar..27....1P}}</ref><ref name="draperb">pp. 106–108, Hearnshaw 1986.</ref>
! Секи
! Драјпер
! Коментар
|-
| style="text-align:center;" | I
| '''A''', '''B''', C, D
| Водородните линии доминираат
|-
| style="text-align:center;" | II
| E, '''F''', '''G''', H, I, '''K''', L
|
|-
| style="text-align:center;" | III
| '''М'''
|
|-
| style="text-align:center;" | IV
| N
| Не се појавиле во каталогот
|-
| style="text-align:center;" | V
| '''О'''
| Вклучени спектри на [[Волф-Рајеова ѕвезда|Волф-Рајеови ѕвезди]] со светли линии
|-
| style="text-align:center;" | V
| P
| Планетарни маглини
|-
|
| Q
| Други спектри
|-
| colspan="3" style="text-align:center;" | ''Часовите што се спроведуваат во системот МК се со '''задебелени букви''' .''
|}
Во 1880-тите, астрономот Едвард Пикеринг започнал да прави истражување на ѕвездени спектри во опсерваторијата на колеџот Харвард, користејќи го методот на објективна призма. Првиот резултат од оваа работа бил ''[[Каталог „Хенри Дрејпер“|Draper Catalog of Stellar Spectra]]'', објавен во 1890 година. Вилијамина Флеминг ги класифицирала повеќето спектри во овој каталог и била заслужна за класификација на над 10.000 истакнати ѕвезди и откривање на 10 нови и повеќе од 200 променливи ѕвезди.<ref name="Williamina Fleming">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095823407|title=Williamina Fleming|work=Oxford Reference|language=en|accessdate=2020-06-10}}</ref> Со помош на компјутерите од Харвард, особено Вилијамина Флеминг, била смислена првата итерација на каталогот „Хенри Дрејпер“ за да го промени моделот со римски броеви воспоставен од Анџело Секи.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.projectcontinua.org/williamina-paton-fleming/|title=Williamina Paton Fleming -|work=www.projectcontinua.org|language=en-US|accessdate=2020-06-10}}</ref>

Каталогот користел модел во кој претходно користените Секиеви класи (I до V) биле поделени на поспецифични класи, дадени букви од A до P. Исто така, буквата Q се користела за ѕвезди кои не се вклопуваат во ниедна друга класа. Флеминг работел со Пикеринг за да разликува 17 различни класи врз основа на интензитетот на водородните спектрални линии, што предизвикува варијација во брановите должини што произлегуваат од ѕвездите и резултира со варијација во изгледот на бојата. Спектрите во класата А имаат тенденција да произведуваат најсилни линии за апсорпција на водород додека спектрите од класата О практично не произведуваат видливи линии. Системот на букви го прикажал постепеното намалување на апсорпцијата на водород во спектралните класи кога се движи по азбуката. Овој систем на класификација подоцна бил модифициран од Ени Џамп Канон и Антонија Мори за да се произведе Харвардскиот спектрален модел на класификација.

=== Стариот систем на Харвард (1897) ===
Во 1897 година, друг астроном на Харвард, Антонија Мори, го поставила подтипот Орион од Секиевата класа I пред остатокот од Секиевата класа I, со што ја создала современата класа B пред современата класа А. Таа била првата што го сторила тоа, иако не користела спектрални типови со букви, туку серија од дваесет и два типа нумерирани од I–XXII.<ref>Hearnshaw (1986) pp.&nbsp;111–112</ref><ref>{{Наведено списание|last=Maury|first=Antonia C.|last2=Pickering|first2=Edward C.|year=1897|title=Spectra of bright stars photographed with the 11&nbsp;inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=28|pages=1|bibcode=1897AnHar..28....1M}}</ref>

{| class="wikitable"
|+ Резиме на Харвардскиот систем од 1897 година <ref name=spectroscopists/>
|-
! Групи !! Резиме 
|-
|align=center| I−V || вклучува ѕвезди од „класа на Орион“ кои покажале зголемена јачина во линиите за апсорпција на водород од групата I до В
|-
|align=center| VI || делува како посредник помеѓу класа „Орион“ и Секиева класа I
|-
|align=center| VII−XI || вклучува ѕвезди на Секиева класа 1 со намалена јачина во линиите за апсорпција на водород од групи&nbsp;VII−XI
|-
|align=center| XIII−XVI || вклучува ѕвезди на Секиева класа 2 со намалени линии на апсорпција на водород и зголемени металични линии од сончев вид
|-
|align=center| XVII−XX || вклучува ѕвезди на Секиева класа 3 со зголемени спектрални линии
|-
|align=center| XXI || вклучува ѕвезди на Секиева класа 4 
|-
|align=center| XXII || вклучува Волф-Рајеови ѕвезди
|}

Бидејќи 22&nbsp;римските нумерички групи не ги земале предвид дополнителните варијации во спектрите, биле направени три дополнителни поделби за дополнително да се специфицираат разликите: Биле додадени мали букви за да се разликува изгледот на релативната линија во спектрите; линиите биле дефинирани како:<ref name="spectroscopists">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.projectcontinua.org/antonia-maury/|title=Antonia Maury|work=www.projectcontinua.org|language=en-US|accessdate=2020-06-10}}<cite class="citation web cs1" data-ve-ignore="true">[http://www.projectcontinua.org/antonia-maury/ "Antonia Maury"]. ''www.projectcontinua.org''<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">10 June</span> 2020</span>.</cite><br /><br />
{{Наведена книга|url=https://www.worldcat.org/oclc/855909920|title=The analysis of starlight: Two centuries of astronomical spectroscopy|last=Hearnshaw|first=J.B.|date=17 March 2014|isbn=978-1-107-03174-6|edition=2nd|location=New York, NY|oclc=855909920}}<cite class="citation book cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFHearnshaw2014">Hearnshaw, J.B. (17 March 2014). [[oclc:855909920|''The analysis of starlight: Two centuries of astronomical spectroscopy'']] (2nd&nbsp;ed.). New York, NY. [[ISBN]]&nbsp;<bdi>978-1-107-03174-6</bdi>. [[OCLC]]&nbsp;[https://search.worldcat.org/oclc/855909920 855909920].</cite><span class="cs1-maint citation-comment" data-ve-ignore="true"><code class="cs1-code"><nowiki>{{</nowiki>[[Предлошка:Наведена книга|cite book]]<nowiki>}}</nowiki></code>: CS1 maint: location missing publisher ([[:Категорија:CS1 maint: локација недостасува издавач|link]])</span>
<br /><br />
{{Наведена книга|url=https://www.worldcat.org/oclc/276340686|title=Stellar spectral classification|last=Gray|first=Richard O.|last2=Corbally|first2=Christopher J.|last3=Burgasser|first3=Adam J.|publisher=Princeton University Press|year=2009|isbn=978-0-691-12510-7|location=Princeton, NJ|oclc=276340686}}<cite class="citation book cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFGrayCorballyBurgasser2009">Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (2009). [[oclc:276340686|''Stellar spectral classification'']]. Princeton, NJ: Princeton University Press. [[ISBN]]&nbsp;<bdi>978-0-691-12510-7</bdi>. [[OCLC]]&nbsp;[https://search.worldcat.org/oclc/276340686 276340686].</cite></ref>

* (а): просечна ширина
* (б): маглива
* (в): остара

Антонија Мори објавила свој каталог за класификација на ѕвездите во 1897 година наречен „Спектра на светли ѕвезди фотографирани со 11&nbsp;инчен телескоп Дрејпер како дел од споменикот на Хенри Дрејпер“, кој вклучувал 4.800&nbsp;фотографии и анализите на Мори од 681 светли северни ѕвезди. Ова бил првиот случај во кој една жена станала заслужна за публикација на опсерваторијата.<ref>{{Наведена книга|url=https://www.worldcat.org/oclc/1013948519|title=The Harvard College Observatory: The first four directorships, 1839-1919|last=Jones|first=Bessie Zaban|last2=Boyd|first2=Lyle Gifford|publisher=M.A. Belknap Press of Harvard University Press|year=1971|isbn=978-0-674-41880-6|edition=1st|location=Cambridge|oclc=1013948519}}</ref>

=== Сегашниот систем на Харвард (1912) ===
Во 1901 година, [[Ени Џамп Канон]] се вратила на типовите со букви, но ги исфрлила сите букви освен O, B, A, F, G, K, M, и N користени по тој редослед, како и P за планетарни маглини и Q за некои необични спектри. Таа исто така користела типови како што се B5A за ѕвезди на половина пат помеѓу типовите B и A, F2G за ѕвезди една петтина од патот од F до G итн.<ref>{{Наведено списание|last=Cannon|first=Annie J.|last2=Pickering|first2=Edward C.|year=1901|title=Spectra of bright southern stars photographed with the 13&nbsp;inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=28|pages=129|bibcode=1901AnHar..28..129C}}</ref><ref>Hearnshaw (1986) pp.&nbsp;117–119,</ref>

Конечно, до 1912 година, Канон ги променила типовите во B, A, B5A, F2G, итн. во B0, A0, B5, F2, и.т.н.<ref>{{Наведено списание|last=Cannon|first=Annie Jump|last2=Pickering|first2=Edward Charles|year=1912|title=Classification of 1,688&nbsp;southern stars by means of their spectra|journal=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College|volume=56|issue=5|pages=115|bibcode=1912AnHar..56..115C}}</ref>.<ref>Hearnshaw (1986) pp. 121–122</ref> во B0, A0, B5, F2, итн. Овој систем бил развиен преку анализа на спектри на фотографски плочи, кои можеле да ја претворат светлината што произлегува од ѕвездите во читлив спектар.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.projectcontinua.org/annie-jump-cannon/|title=Annie Jump Cannon|work=www.projectcontinua.org|language=en-US|accessdate=2020-06-10}}</ref>

=== Вилсонови типови ===
Класификација на сјајност позната како систем од планината Вилсон била користена за да се направи разлика помеѓу ѕвезди со различна сјајност.<ref name="Nassau1946">{{Наведено списание|last=Nassau|first=J. J.|last2=Seyfert|first2=Carl K.|date=March 1946|title=Spectra of BD Stars Within Five Degrees of the North Pole|journal=Astrophysical Journal|volume=103|page=117|bibcode=1946ApJ...103..117N|doi=10.1086/144796}}</ref><ref name="FitzGerald1969">{{Наведено списание|last=FitzGerald|first=M. Pim|date=October 1969|title=Comparison Between Spectral-Luminosity Classes on the Mount Wilson and Morgan–Keenan Systems of Classification|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=63|page=251|bibcode=1969JRASC..63..251P}}</ref><ref name="Sandage1969">{{Наведено списание|last=Sandage|first=A.|date=December 1969|title=New subdwarfs. II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion|journal=Astrophysical Journal|volume=158|page=1115|bibcode=1969ApJ...158.1115S|doi=10.1086/150271|doi-access=free}}</ref> Овој систем на нотација сè уште понекогаш се гледа на современите спектри.<ref name="Norris2011">{{Наведено списание|last=Norris|first=Jackson M.|last2=Wright|first2=Jason T.|last3=Wade|first3=Richard A.|last4=Mahadevan|first4=Suvrath|last5=Gettel|first5=Sara|date=December 2011|title=Non-detection of the Putative Substellar Companion to HD 149382|journal=The Astrophysical Journal|volume=743|issue=1|at=88|arxiv=1110.1384|bibcode=2011ApJ...743...88N|doi=10.1088/0004-637X/743/1/88}}</ref>

* сд: [[подџуџе]]
* г: џуџе
* сг: [[подџин]]
* е: [[Џиновска ѕвезда|џин]]
* в: [[суперџин]]

== Спектрални типови ==
Системот за класификација на ѕвездите е таксономски, базиран на типови примероци, сличен на класификацијата на видовите во [[биологија]]та: Категориите се дефинирани со една или повеќе стандардни ѕвезди за секоја категорија и под-категорија, со поврзан опис на карактеристиките.<ref name="Garrison"/>

=== „Рана“ и „доцна“ номенклатура ===
Ѕвездите често се нарекуваат ''рани'' или ''доцни'' типови. „Рани“ е синоним за ''потопли'', додека „доцни“ е синоним за ''поладни''.

Во зависност од контекстот, „рано“ и „доцна“ може да бидат апсолутни или релативни поими. Затоа, „рано“ како апсолутен термин би се однесувало на ѕвездите О или В, а можеби и А. Како релативен навод, се однесува на ѕвезди потопли од другите, како што е „раниот К“ што е можеби K0, K1, K2 и K3.

„Доцна“ се користи на ист начин, со неквалификувана употреба на терминот што означува ѕвезди со спектрални типови како што се K и M, но може да се користи и за ѕвезди кои се ладни во однос на другите ѕвезди, како во употребата на „доцна G " да се однесуваат на G7, G8 и G9.

Во релативна смисла, „рано“ значи понизок арапски број по класната буква, а „доцна“ значи поголем број.

Оваа нејасна терминологија е задржување од моделот на [[ѕвезден развој]] од крајот на 19 век, кој претпоставува дека ѕвездите се напојуваат со гравитациска контракција преку Келвин-Хелмоловиот механизам, за кој сега е познато дека не важи за [[Главна низа|ѕвездите од главната низа]]. Ако тоа било вистина, тогаш ѕвездите би го започнале својот живот како многу жешки ѕвезди од „ран тип“, а потоа постепено ќе се оладат во ѕвезди од „доцен тип“. Овој механизам обезбедил возрасти на [[Сонце]]то кои биле многу помали од она што е забележано во геолошките записи, и станал застарен со откритието дека ѕвездите се напојуваат со [[јадрено соединување]].<ref>{{cite encyclopedia |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/latetype.html |title=late-type star |first=David |last=Darling |encyclopedia=The Internet Encyclopedia of Science |access-date=14 October 2007}}</ref>  Термините „рано“ и „доцна“ биле пренесени, надвор од пропаѓањето на моделот на кој се базирале.

=== Ѕвезди од типот O ===
[[Податотека:O5V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка O5V ѕвезда]]
Ѕвездите од типот O се многу жешки и екстремно светли, со најголем дел од нивното зрачење во опсегот на [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетовото]]. Овие се најретките од сите ѕвезди од главната низа. Околу 1 од 3.000.000 (0,00003%) од ѕвездите од главната низа во [[Месен Меѓуѕвезден Облак|сончевото соседство]] се ѕвезди од типот O. Некои од најмасивните ѕвезди лежат во оваа спектрална класа. Ѕвездите од класа О често имаат сложена околина што го отежнува мерењето на нивните спектри.

Спектри од O-тип порано биле дефинирани според односот на јачината на [[Хелиум|He]]&nbsp;II λ4541 во однос на онаа на He I λ4471, каде што λ е [[бранова должина]] на зрачење. Спектралната класа O7 била дефинирана како точка во која двата интензитети се еднакви, со He&nbsp;I линија слабеење кон претходните типови. Класа О3 била, по дефиниција, точката во која наведената линија целосно исчезнува, иако може да се види многу слабо со современа технологија. Поради ова, современата дефиниција го користи односот на [[азот]]ната линија N&nbsp;IV λ4058 до Н&nbsp;III λλ4634-40-42.<ref name="Walborn1">{{Наведено списание|last=Walborn|first=N. R.|year=2008|title=Multiwavelength Systematics of OB Spectra|journal=Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia|volume=33|pages=5|bibcode=2008RMxAC..33....5W}}</ref>

Ѕвездите од типот O имаат доминантни линии на апсорпција и понекогаш емисија за [[Хелиум|He]]&nbsp;II линии, истакнати јонизирани ([[Силициум|Si]]&nbsp;IV, [[Кислород|О]]&nbsp;III, [[Азот|Н]]&nbsp;III и [[Јаглерод|В]]&nbsp;III) и неутрални линии на [[хелиум]], зајакнување од O5 до O9, и истакнати водородни балмерови линии, иако не толку силни како кај подоцнежните типови. Ѕвездите со поголема маса О-класа не задржуваат екстензивна атмосфера поради екстремната брзина на нивниот [[ѕвезден ветер]], кој може да достигне 2.000&nbsp;km/s. Бидејќи се толку масивни, ѕвездите од класа О имаат многу жешки јадра и многу брзо согоруваат преку нивното водородно гориво, така што тие се првите ѕвезди што ја напуштаат [[Главна низа|главната низа]].

Кога за прв пат бил опишан моделот за класификација МКК во 1943 година, единствените користени подтипови на класи&nbsp;О биле О5 до О9.5.<ref>[http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/frames.html ''An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification''], W. W. Morgan, P. C. Keenan and E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943.</ref> Моделот MKK бил проширен на O9.7 во 1971 година <ref name="walborn">{{Наведено списание|last=Walborn|first=N. R.|year=1971|title=Some Spectroscopic Characteristics of the OB Stars: An Investigation of the Space Distribution of Certain OB Stars and the Reference Frame of the Classification|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=23|pages=257|bibcode=1971ApJS...23..257W|doi=10.1086/190239|doi-access=free}}</ref> и O4 во 1978 година,<ref>{{Наведено списание|last=Morgan|first=W. W.|last2=Abt|first2=Helmut A.|last3=Tapscott|first3=J. W.|year=1978|title=Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun|journal=Williams Bay: Yerkes Observatory|bibcode=1978rmsa.book.....M}}</ref> и потоа биле воведени нови модели за класификација кои додаваат типови O2, O3 и O3.5.<ref>{{Наведено списание|last=Walborn|first=Nolan R.|last2=Howarth|first2=Ian D.|last3=Lennon|first3=Daniel J.|last4=Massey|first4=Philip|last5=Oey|first5=M. S.|last6=Moffat|first6=Anthony F. J.|last7=Skalkowski|first7=Gwen|last8=Morrell|first8=Nidia I.|last9=Drissen|first9=Laurent|year=2002|title=A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2|url=http://discovery.ucl.ac.uk/9632/1/9632.pdf|journal=The Astronomical Journal|volume=123|issue=5|pages=2754–2771|bibcode=2002AJ....123.2754W|doi=10.1086/339831}}</ref>

'''Спектрални стандарди:''' <ref name="Garrison">{{Наведена книга|url=http://aspbooks.org/a/volumes/table_of_contents/?book_id=172|title=The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight|last=Garrison|first=R. F.|publisher=Astronomical Society of the Pacific|year=1994|isbn=978-1-58381-396-6|editor-last=Corbally|editor-first=C. J.|series=Astronomical Society of the Pacific conference series|volume=60|publication-place=San Francisco|pages=3–14|chapter=A Hierarchy of Standards for the MK Process|oclc=680222523|editor-last2=Gray|editor-first2=R. O.|editor-last3=Garrison|editor-first3=R. F.|chapter-url=http://aspbooks.org/publications/60/3.pdf|url-access=subscription}}<cite class="citation book cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFGarrison1994">[[Роберт Ф. Гарисон|Garrison, R. F.]] (1994). [http://aspbooks.org/publications/60/3.pdf "A Hierarchy of Standards for the MK Process"] <span class="cs1-format">(PDF)</span>. In Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. (eds.). <span class="id-lock-subscription" title="Paid subscription required">[http://aspbooks.org/a/volumes/table_of_contents/?book_id=172 ''The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight'']</span>. Astronomical Society of the Pacific conference series. Vol.&nbsp;60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. pp.&nbsp;3–14. [[ISBN]]&nbsp;[[Специјални: Извори на книги/978-1-58381-396-6|<bdi>978-1-58381-396-6</bdi>]]. [[OCLC]]&nbsp;[https://search.worldcat.org/oclc/680222523 680222523].</cite></ref>

* O7V – S Monocerotis
* O9V – 10 Lacertae

=== Ѕвезди од типот B ===
[[Податотека:B3V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка B3V ѕвезда]]
Ѕвездите од типот B се многу светли и сини. Нивните спектри имаат неутрални линии на хелиум, кои се најистакнати во подкласата B2, и умерени линии на водород. Бидејќи ѕвездите од класа О и В се толку енергични, тие живеат само релативно кратко време. Така, поради малата веројатност за кинематска интеракција во текот на нивниот животен век, тие не можат да се оддалечат далеку од областа во која се формирале, освен од [[Ѕвездена кинематика|ѕвезди-бегалки]].

Премин од класа&nbsp;О во класа В првично беше дефинирано како точка во која [[Хелиум|He]]&nbsp;II λ4541 исчезнува. Сепак, со современа опрема, линијата е сè уште очигледна кај раните ѕвезди од класа В. Денес за ѕвездите од главната низа, класата В наместо тоа се дефинира со интензитетот на He&nbsp;I виолетовиот спектар, со максимален интензитет што одговара на класата&nbsp;В2. За суперџинови, наместо тоа се користат линии на [[силициум]]; Si&nbsp;IV λ4089 и Si&nbsp;III λ4552 линии се индикативни за почетокот на B. Во средината на B, интензитетот на вториот во однос на оној на Si&nbsp;II λλ4128-30 е дефинирачка карактеристика, додека за доцниот В, тоа е интензитетот на Mg&nbsp;II λ4481 во однос на онаа на He&nbsp;I λ4471.<ref name="Walborn">{{Наведено списание|last=Walborn|first=N. R.|year=2008|title=Multiwavelength Systematics of OB Spectra|journal=Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia|volume=33|pages=5|bibcode=2008RMxAC..33....5W}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFWalborn2008">Walborn, N. R. (2008). "Multiwavelength Systematics of OB Spectra". ''Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia''. '''33''': 5. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008RMxAC..33....5W 2008RMxAC..33....5W].</cite></ref>

Овие ѕвезди имаат тенденција да се најдат во нивните првични [[OB-здружение|OB-здруженија]], кои се поврзани со џиновски[[Молекуларен облак|молекуларни облаци]]. Здружението Орион ОВ1 зафаќа голем дел од спиралниот крак на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] и содржи многу од посветлите ѕвезди на [[Орион (соѕвездие)|соѕвездието Орион]]. Околу 1 од 800 (0,125%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од главната низа од класа В. Ѕвездите од класа В се релативно невообичаени, а најблиску е Регул, на околу 80 светлосни години.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.space.com/22890-regulus.html|title=Regulus: The Kingly Star|last=Elizabeth Howell|date=2013-09-21|work=Space.com|language=en|accessdate=2022-04-13}}</ref>

Било забележано дека масивните, но не- [[суперџин]]овски ѕвезди, познати како [[Be-ѕвезда|ѕвезди „Be“]] покажуваат една или повеќе Балмерови линии во емисијата, при што сериите на [[електромагнетно зрачење]] поврзано со [[водород]], проектирани од ѕвездите се од особен интерес. Се смета дека Be-ѕвездите се карактеризираат со невообичаено силни [[Ѕвезден ветер|ѕвездени ветрови]], високи температури на површината и значително трошење на ѕвездената маса додека објектите [[Ѕвездено вртење|се вртат]]<nowiki/>со чудна голема брзина.<ref name="Slettebak1988">{{Наведено списание|last=Slettebak|first=Arne|date=July 1988|title=The Be Stars|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=100|pages=770–784|bibcode=1988PASP..100..770S|doi=10.1086/132234|doi-access=free}}</ref>

Објектите познати како B[e] ѕвезди поседуваат карактеристични неутрални или ниски емисиони [[Спектрална линија|линии]] за кои се смета дека имаат забранети механизми, подложени на процеси кои вообичаено не се дозволени според денешните сфаќања за [[Квантна механика|квантната механика]].

'''Спектрални стандарди:'''

* B0V – Ипсилон Орион
* B0Ia – [[Алнилам]]
* Б2Иа – Чи 2 Орион
* B2Ib – 9 Кефеј
* B3V – Ета Голема Мечка
* B3V – Ета Кочијаш
* B3Ia – Омикрон 2 Големо Куче
* B5Ia – Ета Големо Куче
* B8Ia – [[Ригел]]

=== Ѕвезди од типот A ===
[[Податотека:A5V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка A5V ѕвезда]]
Ѕвездите од типот A се меѓу најчестите ѕвезди со голо око и се бели или синкаво-бели. Тие имаат силни водородни линии, максимално за A0, а исто така и линии на јонизирани метали ( [[Железо|Fe]]&nbsp;II, [[Магнезиум|Mg]]&nbsp;II, [[Силициум|Си]]&nbsp;II) максимум на А5. Присуството на [[Калциум|Ca]]&nbsp;II линиите значително се зацврстуваат до овој момент. Околу 1 од 160 (0,625%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од класа А, што вклучува 9 ѕвезди во 15 парсеци.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astro.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm|title=THE 100 NEAREST STAR SYSTEMS|work=www.astro.gsu.edu|accessdate=2022-04-13}}</ref>

'''Спектрални стандарди:'''

* A0Van – Гама Голема Мечка
* A0Va – [[Вега]]
* A0Ib – Ета Лав
* A0Ia – HD 21389
* A1V – [[Сириус|Сириус А]]
* A2Ia – [[Денеб]]
* A3Va – [[Фомалхаут]]

=== Ѕвезди од типот F ===
[[Податотека:F5V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка F5V ѕвезда]]
Ѕвездите од типот F имаат зајакнувачки спектрални линии ''H'' и ''K'' на [[Калциум|Ca]]&nbsp;II. Неутрални метали ([[Железо|Fe]] I, [[Хром|Cr]]&nbsp;I) почнуваат да добиваат на јонизирани металични линии до крајот на F. Нивните спектри се карактеризираат со послаби водородни линии и јонизирани метали. Нивната боја е бела. Околу 1 од 33 (3,03%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од типот F, вклучувајќи една ѕвезда [[Прокион|Прокион A]] во рок од 20 ly.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://solstation.com/stars/s20ly.htm|title=Stars within 20 light-years}}</ref>

'''Спектрални стандарди:''' <ref name="MK73">{{Наведено списание|last=Morgan|first=W. W.|last2=Keenan|first2=P. C.|date=1973|title=Spectral Classification|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=11|page=29|bibcode=1973ARA&A..11...29M|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333}}</ref><ref name="MK78">{{Наведена книга|title=Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun|last=Morgan|first=W. W.|last2=Abt|first2=Helmut A.|last3=Tapscott|first3=J. W.|year=1978|location=Yerkes Observatory, University of Chicago|bibcode=1978rmsa.book.....M}}</ref><ref name="Gray89">{{Наведено списание|last=Gray|first=R. O|last2=Garrison|first2=R. F|year=1989|title=The early F-type stars - Refined classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=69|pages=301|bibcode=1989ApJS...69..301G|doi=10.1086/191315}}</ref><ref name="Keenan89">{{Наведено списание|last=Keenan|first=Philip C.|last2=McNeil|first2=Raymond C.|year=1989|title=The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=71|pages=245|bibcode=1989ApJS...71..245K|doi=10.1086/191373}}</ref>

* F0IIIa – Зета Лав
* F0Ib – Алфа Лав
* F1V - 37 Голема Мечка
* F2V – 78 Голема Мечка
* F7V - Јота Риби
* F9V - Бета Девица
* F9V - HD 10647

=== Ѕвезди од типот G ===
[[Податотека:G5V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка ѕвезда G5V]]
Ѕвездите од типот G, вклучувајќи го и [[Сонце]]то, имаат истакнати спектрални линии ''H'' и ''K'' на [[Калциум|Ca]]&nbsp;II, кои се најизразени на G2. Тие имаат дури и послаби водородни линии од F, но заедно со јонизираните метали имаат и неутрални метали. Постои истакнат скок во G појасот на [[Цијанид|CN]] молекули. Класата од главната низа G сочинуваат околу 7,5%, речиси една од тринаесет, од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство. Има 21 ѕвезда од типот G со 10 парсеци.

Класата G ја содржи „Жолтата развојна празнина“.<ref>{{Наведено списание|last=Nieuwenhuijzen|first=H.|last2=De Jager|first2=C.|year=2000|title=Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=353|pages=163|bibcode=2000A&A...353..163N}}</ref> Суперџиновите ѕвезди често се лулаат помеѓу О или В (сино) и К или М (црвено). Додека го прават ова, не остануваат долго во нестабилната [[Жолт суперџин|жолта суперџинска]] класа.

'''Спектрални стандарди:'''

* G0V – Бета Ловечки Кучиња 
* G0IV – Ета Воловар
* G0Ib - [[Садалсуд|Бета Аквариус]]
* G2V – [[Сонце]]
* G5V – Капа 1 Кит
* G5IV – Ми Херкул
* G5Ib – 9 Пегаз
* G8V – 61 Голема Мечка
* G8IV - Бета Орел
* G8IIIa – Капа Близнаци
* G8IIIab - Ипислон Девица
* G8Ib - Ипсилон Близнаци

=== Ѕвезди од типот K ===
[[Податотека:K5V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка ѕвезда K5V]]
Ѕвездите од типот K се портокалови ѕвезди кои се малку поладни од Сонцето. Тие сочинуваат околу 12% од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство. Исто така, постојат џиновски ѕвезди од класа К, кои се движат од [[хиперџин]]ови како [[RW Кефеј]], до [[Џиновска ѕвезда|џинови]] и [[суперџин]]ови, како што е [[Арктур]], додека [[Портокалово џуџе|портокаловите џуџиња]], како [[Алфа Кентаур]], се ѕвезди од главната низа.

Тие имаат екстремно слаби водородни линии, доколку воопшто ги имаат, и главно неутрални метали (Mn&nbsp;I, Fe&nbsp;I, Si&nbsp;I).До крајот на К, стануваат присутни молекуларни ленти на титаниум оксид. Теориите (оние кои се вкоренети во помала штетна радиоактивност и долговечност на ѕвездите) сугерираат дека таквите ѕвезди имаат оптимални шанси за силно еволуиран живот на планетите кои орбитираат (ако таквиот живот е директно аналоген на Земјата) поради широкиот појас погоден за живот, но сепак многу помала штетна периоди на емисија во споредба со оние со најшироки такви зони.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://spacefellowship.com/2009/08/10/on-a-cosmological-timescale-the-earths-period-of-habitability-is-nearly-over/|title=On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over &#124; International Space Fellowship|publisher=Spacefellowship.com|accessdate=22 May 2012}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/k-star-advantage|title="Goldilocks" Stars May Be "Just Right" for Finding Habitable Worlds|date=7 March 2019|publisher=NASA.com|accessdate=26 August 2021}}</ref>

'''Спектрални стандарди:'''

* K0V – Сигма Змеј
* K0III – [[Полукс (ѕвезда)|Полукс]]
* K0III – [[Епсилон Лебед|Ипсилон Лебед]]
* K2V – [[Епсилон Еридан|Ипсилон Еридан]]
* K2III – Капа Кочијаш
* K3III – Ро Воловар
* K5V – [[61 Лебед|61 Лебед A]]
* K5III – Гама Змеј

=== Ѕвезди од типот M ===
[[Податотека:M5V_star_spectrum.png|мини|Спектар на хипотетичка M5V ѕвезда]]
Ѕвездите од типот M се убедливо најчести. Околу 76% од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се класа&nbsp;М ѕвезди.<ref group="б">Ова се зголемува на 78,6% ако ги вклучиме сите ѕвезди. (Видете ја горната белешка.)</ref>  Сепак, класа&nbsp;М ѕвездите од главната низа ([[Црвено џуџе|црвените џуџиња]]) имаат толку ниска осветленост што ниту една не е доволно светла за да се види со голо око, освен доколку не е под исклучителни услови. Најпознатата ѕвезда од М класа  на главната низа е Lacaille 8760, класа&nbsp;M0V, со [[Привидна ѕвездена величина|величина]]&nbsp;6,7 (ограничувачката величина за типична видливост со голо око при добри услови вообичаено е цитирана како 6,5), и крајно е малку веројатно дека ќе се најдат посветли примери.

Иако поголемиот дел од ѕвездите од класа М се црвени џуџиња, повеќето од најголемите познати суперџиновски ѕвезди на Млечниот Пат се ѕвезди од класата М, како што се [[VY Големо Куче]] , [[VV Кефеј]], [[Антарес]] и [[Бетелгез]]. Понатаму, некои поголеми, пожешки [[Кафеаво џуџе|кафеави џуџиња]] се доцна класа&nbsp;М, обично во опсег од M6,5 до M9,5.

Спектарот на една ѕвезда од класа&nbsp;М содржи линии од [[Молекула|молекули]] на [[оксид]] (во видливиот спектар, особено TiO) и сите неутрални метали, но линиите за апсорпција на водород обично се отсутни. TiO бендовите можат да бидат силни во класата&nbsp;на M ѕвезди, кои обично доминираат во нивниот видлив спектар за околу M5. Ванадиум (II) оксидните ленти стануваат присутни кај ѕвездите од доцна&nbsp;М класа.

'''Спектрални стандарди:'''

* M0IIIa – [[Мирах|Бета Андромеда]]
* М2III – Чи Пегаз
* M1-M2Ia-Iab – [[Бетелгез]]
* M2Ia – [[Ми Кефеј]]

== Проширени спектрални типови ==
Голем број на нови спектрални типови се земени во употреба од новооткриените типови на ѕвезди.<ref name="nasa1010">{{Наведена мрежна страница|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|title=Discovered: Stars as Cool as the Human Body &#124; Science Mission Directorate|work=science.nasa.gov|archive-url=https://web.archive.org/web/20111007124027/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|archive-date=7 October 2011|accessdate=12 July 2017}}</ref>

=== Типови на ѕвезди со жешка сина емисија ===
[[Податотека:Galactic_refurbishment.jpg|мини| [[UGC 5797]], галаксија со емисиона линија каде се формираат масивни светли сини ѕвезди <ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1517a/|title=Galactic refurbishment|work=www.spacetelescope.org|publisher=ESA/Hubble|accessdate=29 April 2015}}</ref>]]
Спектрите на некои многу жешки и синкави ѕвезди покажуваат означени емисиони линии од јаглерод или азот, или понекогаш од кислород.

==== Тип ВР (или В): Волф-Раје ====
{{Главна|Волф-Рајеова ѕвезда}}
[[Податотека:M1-67_&_WR124.png|мини| Слика од [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Хабл]]“ на маглината М1-67 и Волф-Рајеовата ѕвездаWR 124 во средина]]
Откако биле вклучени како ѕвезди од тип О, [[Волф-Рајеова ѕвезда|Волф-Рајеовите ѕвезди]] В <ref name="payne">{{Наведено списание|last=Payne|first=Cecilia H.|year=1930|title=Classification of the O Stars|journal=Harvard College Observatory Bulletin|volume=878|pages=1|bibcode=1930BHarO.878....1P}}</ref> или ВР се забележливи по спектрите на кои им недостасуваат водородни линии. Наместо тоа, во нивните спектри доминираат широки емисиони линии на високо јонизиран хелиум, азот, јаглерод, а понекогаш и кислород. Се смета дека тие се претежно суперџинови на згаснување со нивните водородни слоеви однесени од [[Ѕвезден ветер|ѕвездените ветрови]], со што директно ги изложуваат нивните жешки кори од хелиум. Оваа класа понатаму е поделена на подкласи според релативната јачина на линиите за емисија на азот и јаглерод во нивните спектри (и надворешни слоеви).

Опсегот на спектри е наведен подолу:<ref>{{Наведено списание|last=Figer|first=Donald F.|last2=McLean|first2=Ian S.|last3=Najarro|first3=Francisco|year=1997|title=AK-Band Spectral Atlas of Wolf-Rayet Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=486|issue=1|pages=420–434|bibcode=1997ApJ...486..420F|doi=10.1086/304488|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Kingsburgh|first=R. L.|last2=Barlow|first2=M. J.|last3=Storey|first3=P. J.|year=1995|title=Properties of the WO Wolf-Rayet stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=295|pages=75|bibcode=1995A&A...295...75K}}</ref>

* WN <ref name="WR"/> - спектар доминиран од N&nbsp;III-V and He&nbsp;I-II линии
** WNE (WN2 до WN5 со некои WN6) - потопли или „рани“
** WNL (WN7 до WN9 со некои WN6) - поладни или „доцни“
** Проширените WN класи WN10 и WN11 понекогаш се користат за ѕвездите Ofpe/WN9 <ref name="WR" />
** h ознака што се користи (на пр. WN9h) за WR со емисија на водород и ha (на пр. WN6ha) и за емисија и за апсорпција на водород
* WN/C – WN ѕвезди плус силни C&nbsp;IV линии, средно помеѓу ѕвездите WN и WC 
* WC – спектар со силен C&nbsp;II-IV линии
** WCE (WC4 до WC6) - потопли или „рани“
** WCL (WC7 до WC9) - поладни или „доцни“
* WO (WO1 до WO4) – силни О&nbsp;VI линии, исклучително ретки, продолжување на класата WCE на неверојатно високи температури (до 200 kK или повеќе)

Иако средишните ѕвезди на повеќето планетарни маглини (CSPNe) покажуваат спектри од класа О,<ref name="tinkler">{{Наведено списание|last=Tinkler|first=C. M.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|year=2002|title=Mass-loss rates of H-rich central stars of planetary nebulae as distance indicators?|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=384|issue=3|pages=987–998|bibcode=2002A&A...384..987T|doi=10.1051/0004-6361:20020061|doi-access=free}}</ref> околу 10% се со недостаток на водород и покажуваат спектри на Волф-Рајеова ѕвезда.<ref name="mizsalski">{{Наведено списание|last=Miszalski|first=B.|last2=Crowther|first2=P. A.|last3=De Marco|first3=O.|last4=Köppen|first4=J.|last5=Moffat|first5=A. F. J.|last6=Acker|first6=A.|last7=Hillwig|first7=T. C.|year=2012|title=IC 4663: The first unambiguous [WN] Wolf-Rayet central star of a planetary nebula|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=423|issue=1|pages=934–947|arxiv=1203.3303|bibcode=2012MNRAS.423..934M|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x|doi-access=free}}</ref> Овие се ѕвезди со мала маса и за да се разликуваат од масивните Волф-Рајеовите ѕвезди, нивните спектри се затворени во квадратни загради: на пр. [WC]. Повеќето од овие покажуваат [WC] спектри, некои [WO], а многу ретко [WN].

==== Коси ѕвезди ====
Ѕвездите ''со коса црта'' се ѕвезди од класа О со линии слични на WN во нивните спектри. Името „коса“ доаѓа од нивниот печатен спектрален тип кој има коса црта (на пр. „Of/WNL“ ).

Постои секундарна група пронајдена со овие спектри, поладна, „средна“ група означена како „Ofpe/WN9“. Овие ѕвезди исто така се нарекуваат WN10 или WN11, но тоа станало помалку популарно со реализацијата на развојната разлика од другите Волф-Рајеови ѕвезди. Неодамнешните откритија на уште поретки ѕвезди го прошириле опсегот на коси ѕвезди до O2-3.5If <sup>*</sup> /WN5-7, кои се уште потопли од првобитните „коси“ ѕвезди.<ref>{{Наведено списание|last=Crowther|first=P. A.|last2=Walborn|first2=N. R.|year=2011|title=Spectral classification of O2-3.5 If*/WN5-7 stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=416|issue=2|pages=1311–1323|arxiv=1105.4757|bibcode=2011MNRAS.416.1311C|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x|doi-access=free}}</ref>

==== Магнетни О ѕвезди ====
Тие се О ѕвезди со силни магнетни полиња. Означувањето е Of?p.

=== Студени типови на црвени и кафеави џуџиња ===
{{Главна|Кафеаво џуџе|Црвено џуџе}}
Новите спектрални типови L, T и Y биле создадени за да ги класифицираат инфрацрвените спектри на студени ѕвезди. Ова ги вклучува и [[Црвено џуџе|црвените]] и [[Кафеаво џуџе|кафеавите џуџиња]] кои се многу слаби во видливиот спектар.<ref>{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. D.|year=2008|title=Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs|journal=14th Cambridge Workshop on Cool Stars|volume=384|pages=85|arxiv=0704.1522|bibcode=2008ASPC..384...85K}}</ref>

[[Кафеаво џуџе|Кафеавите џуџиња]], ѕвезди кои не подлежат на [[Ѕвездена нуклеосинтеза|водородна фузија]], се ладат како што стареат и така напредуваат кон подоцнежните спектрални типови. Кафеавите џуџиња го започнуваат својот живот со спектри од типот M и ќе се оладат низ спектралните класи L, T и Y, толку побрзо колку што се помалку масивни; кафеавите џуџиња со најголема маса не можеле да се оладат до Y, па дури и до T џуџиња во добата на вселената. Бидејќи ова води до нерешливо преклопување помеѓу [[Делотворна температура|делотворната температура]] и [[сјајност]]а<nowiki/>спектралните типови за некои маси и возрасти од различни типови LTY, не може да се дадат посебни вредности за [[Делотворна температура|температура]] или [[сјајност]].

==== Ѕвезди од типот L ====
[[Податотека:L-dwarf-nasa-hurt.png|мини|Уметнички впечаток за L-џуџе]]
Џуџињата од типот L ја добиваат својата ознака затоа што се поладни од M ѕвездите, а L е преостанатата буква по азбучен најблиску до M. Некои од овие објекти имаат маси доволно големи за да поддржат фузија на водород и затоа се ѕвезди, но повеќето се со потѕвездена маса и затоа претставуваат кафеави џуџиња. Тие се со многу темно црвена боја и најсветли во [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвена боја]]. Нивната [[атмосфера]] е доволно ладна за да дозволи [[Хидрид|металните хидриди]] и [[Алкален метал|алкалните метали]] да бидат истакнати во нивните спектри.<ref name="kirk_ARAA">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Reid|first2=I. Neill|last3=Liebert|first3=James|last4=Cutri|first4=Roc M.|last5=Nelson|first5=Brant|last6=Beichman|first6=Charles A.|last7=Dahn|first7=Conard C.|last8=Monet|first8=David G.|last9=Gizis|first9=John E.|date=10 July 1999|title=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)|journal=The Astrophysical Journal|volume=519|issue=2|pages=802–833|bibcode=1999ApJ...519..802K|doi=10.1086/307414|doi-access=free}}
</ref><ref name="kirk_ApJ">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|date=2005|title=New Spectral Types L and T|url=https://authors.library.caltech.edu/868/1/KIRaraa05.pdf|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=43|issue=1|pages=195–246|bibcode=2005ARA&A..43..195K|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017}}
</ref><ref>{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Barman|first2=Travis S.|last3=Burgasser|first3=Adam J.|last4=McGovern|first4=Mark R.|last5=McLean|first5=Ian S.|last6=Tinney|first6=Christopher G.|last7=Lowrance|first7=Patrick J.|year=2006|title=Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823−4633574|journal=The Astrophysical Journal|volume=639|issue=2|pages=1120–1128|arxiv=astro-ph/0511462|bibcode=2006ApJ...639.1120K|doi=10.1086/499622}}</ref>

Поради малата површинска гравитација кај џиновските ѕвезди, кондензатите кои носат TiO и VO никогаш не се формираат. Така, ѕвездите од типот L поголеми од џуџињата никогаш не можат да се формираат во изолирана средина. Сепак, можеби е можно овие суперџинови од типот L да се формираат преку ѕвездени судири, чиј пример е [[V838 Еднорог]] додека е во висина на неговата сјајна црвена нова ерупција.

==== Ѕвезди од типот T ====
[[Податотека:T-dwarf-nasa-hurt.png|мини|Уметнички впечаток за Т-џуџе]]
Ѕвезди од типот T се ладни [[Кафеаво џуџе|кафеави џуџиња]] со површински т. емператури помеѓу приближно 550 и 1,300 K (277 and 1,027&nbsp;°C; 530 and 1,880&nbsp;°F) . Нивната емисија достигнува врв во [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвената светлина]]. [[Метан]]от е истакнат во нивните спектри.

Проучувањето на бројот на [[Протопланетарен диск|пролиди]] (протопланетарни дискови, купчиња гас во [[Маглина|маглините]] од кои се формираат ѕвезди и планетарни системи) покажува дека бројот на ѕвезди во [[галаксија]]та треба да биде неколку реда по големина поголем од она што било претходно претпоставено. Теоретизирано е дека овие пролиди се во трка едни со други. Првата што ќе се формира ќе стане [[протоѕвезда]], кои се многу насилни објекти и ќе ги наруши другите блиски делови, отстранувајќи ги од нивниот гас. Потоа, жртвата ќе продолжи да станува ѕвезда од главната низа или кафево џуџе од класа L и T, кои се сосема невидливи за човекот.<ref>{{Наведено списание|last=Camenzind|first=Max|date=September 27, 2006|title=Classification of Stellar Spectra and its Physical Interpretation|url=http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/jheidt/praktikum/Astrolab_WS2020/Task3/Task3.pdf|journal=Astro Lab Landessternwarte Königstuhl|pages=6|via=Heidelberg University}}</ref>

==== Ѕвезди од типот Y ====
[[Податотека:WISE_1828+2650_Brown_dwarf.jpg|мини|Уметнички впечаток за Y-џуџе]]
Кафеави џуџиња од спектрална класа&nbsp;Y се поладни од оние од спектрална класа&nbsp;Т и имаат квалитативно различни спектри од нив. Вкупно 17 тела се сместени во класа&nbsp;Y од август 2013 година.<ref>{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Beichman|first4=Charles A.|last5=Tinney|first5=C. G.|last6=Faherty|first6=Jacqueline K.|last7=Schneider|first7=Adam|last8=Mace|first8=Gregory N.|year=2013|title=Discovery of the Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5|journal=The Astrophysical Journal|volume=776|issue=2|pages=128|arxiv=1308.5372|bibcode=2013ApJ...776..128K|doi=10.1088/0004-637X/776/2/128}}</ref> Иако таквите џуџиња се моделирани <ref>{{Наведено списание|last=Deacon|first=N. R.|last2=Hambly|first2=N. C.|year=2006|title=Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=371|pages=1722–1730|arxiv=astro-ph/0607305|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x|doi-access=free}}</ref> и откриени во рок од четириесет светлосни години од страна на Инфрацрвениот Истражувач со широко поле (WISE) <ref name="stars-cooler-than-body">{{Наведена мрежна страница|url=http://ca.news.yahoo.com/blogs/technology-blog/nasa-spots-chilled-stars-cooler-human-body-004551421.html|title=NASA spots chilled-out stars cooler than the human body &#124; Technology News Blog – Yahoo! News Canada|last=Wehner|first=Mike|date=24 August 2011|publisher=Ca.news.yahoo.com|accessdate=22 May 2012}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110823.html|title=NASA - NASA'S Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars|work=www.nasa.gov|archive-url=https://web.archive.org/web/20210214132907/https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110823.html|archive-date=14 February 2021|accessdate=1 November 2019}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Zuckerman|first=B.|last2=Song|first2=I.|year=2009|title=The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=493|issue=3|pages=1149–1154|arxiv=0811.0429|bibcode=2009A&A...493.1149Z|doi=10.1051/0004-6361:200810038}}</ref> не постои добро дефинирана спектрална секвенца уште и без прототипови. Сепак, неколку објекти се предложени како спектрални класи Y0, Y1 и Y2.<ref name="ydwarfsurvey">{{Наведено списание|last=Dupuy|first=T. J.|last2=Kraus|first2=A. L.|year=2013|title=Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects|journal=Science|volume=341|issue=6153|pages=1492–5|arxiv=1309.1422|bibcode=2013Sci...341.1492D|doi=10.1126/science.1241917|pmid=24009359}}</ref>

Спектрите на овие потенцијални Y објекти прикажуваат апсорпција околу 1,55&nbsp;[[Микрометар|микрометри]].<ref name="four600k">{{Наведено списание|last=Leggett|first=Sandy K.|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Saumon|first3=Didier|last4=Marley|first4=Mark S.|last5=Roellig|first5=Thomas L.|last6=Warren|first6=Stephen J.|last7=Burningham|first7=Ben|last8=Jones|first8=Hugh R. A.|last9=Kirkpatrick|first9=J. Davy|date=2009|title=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=695|issue=2|pages=1517–1526|arxiv=0901.4093|bibcode=2009ApJ...695.1517L|doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517}}</ref> Делорме и сор. предложиле дека оваа карактеристика се должи на апсорпција од [[амонијак]] и дека ова треба да се земе како индикативна карактеристика за TY премин.<ref name="tytrans">{{Наведено списание|last=Delorme|first=Philippe|last2=Delfosse|first2=Xavier|last3=Albert|first3=Loïc|last4=Artigau|first4=Étienne|last5=Forveille|first5=Thierry|last6=Reylé|first6=Céline|last7=Allard|first7=France|last8=Homeier|first8=Derek|last9=Robin|first9=Annie C.|year=2008|title=CFBDS J005910.90-011401.3: Reaching the T-Y brown dwarf transition?|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=482|issue=3|pages=961–971|arxiv=0802.4387|bibcode=2008A&A...482..961D|doi=10.1051/0004-6361:20079317}}</ref> Всушност, оваа карактеристика на апсорпција на амонијак е главниот критериум што е усвоен за да се дефинира оваа класа. Сепак, оваа карактеристика е тешко да се разликува од апсорпцијата со [[вода]] и [[метан]], и други автори изјавиле дека доделувањето на класата Y0 е прерано.<ref>{{Наведено списание|last=Burningham|first=Ben|last2=Pinfield|first2=D. J.|last3=Leggett|first3=S. K.|last4=Tamura|first4=M.|last5=Lucas|first5=P. W.|last6=Homeier|first6=D.|last7=Day-Jones|first7=A.|last8=Jones|first8=H. R. A.|last9=Clarke|first9=J. R. A.|year=2008|title=Exploring the substellar temperature regime down to ~550 K|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=391|issue=1|pages=320–333|arxiv=0806.0067|bibcode=2008MNRAS.391..320B|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x|doi-access=free}}</ref>

Најновото кафеаво џуџе предложено за спектрален тип Y, WISE 1828+2650, е >&nbsp;Y2&nbsp;џуџе со делотворна температура првично проценета околу 300&nbsp;[[Келвин|К]], температурата на човечкото тело.<ref name="eso1110">European Southern Observatory. [http://www.eso.org/public/news/eso1110/ "A Very Cool Pair of Brown Dwarfs"], 23 March 2011</ref> Мерењата на [[паралакса]]та, сепак, оттогаш покажало дека неговата сјајност не е во согласност со тоа што е постудено од ~ 400&nbsp;К. Најстуденото џуџе Y моментално познато е WISE 0855−0714 со приближна температура од 250&nbsp;К, и маса само седум пати поголема од онаа на Јупитер.<ref name="Luhman2016">{{Наведено списание|last=Luhman|first=Kevin L.|last2=Esplin|first2=Taran L.|date=May 2016|title=The Spectral Energy Distribution of the Coldest Known Brown Dwarf|journal=The Astronomical Journal|volume=152|issue=3|page=78|arxiv=1605.06655|bibcode=2016AJ....152...78L|doi=10.3847/0004-6256/152/3/78|doi-access=free}}</ref>

Масовниот опсег за Y&nbsp;џуџињата е 9-25 [[Јупитер|јупитерови маси]], но младите објекти може да достигнат под една маса на Јупитер (иако се ладат за да станат планети), што значи дека објектите од Y класа се протегаат на 13 [[Јупитер|јупитерови маси]] деутериум - граница на фузија што ја означува тековната поделба на [[Меѓународен астрономски сојуз|МАС]] помеѓу кафеавите џуџиња и планетите.

==== Необични кафеави џуџиња ====
{| class="wikitable" style="float:right; width: 370px"
! colspan="2" |Симболи што се користат за чудни кафеави џуџиња
|-
| style="text-align:center;" | пек
| Оваа наставка значи „необично“ (на пр. L2pec).<ref>
 {{Наведена мрежна страница|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=sptypes|title=Spectral type codes|work=simbad.u-strasbg.fr|accessdate=2020-03-06}}
</ref>
|-
| style="text-align:center;" | сд
| Овој префикс (на пр. sdL0) се залага за подџуџе и означува ниска металичност и сина боја <ref name=":5">
 {{Наведено списание|last=Burningham|first=Ben|last2=Smith|first2=L.|last3=Cardoso|first3=C.V.|last4=Lucas|first4=P.W.|last5=Burgasser|first5=Adam J.|last6=Jones|first6=H.R.A.|last7=Smart|first7=R.L.|date=May 2014|title=The discovery of a T6.5 subdwarf|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=440|issue=1|pages=359–364|arxiv=1401.5982|bibcode=2014MNRAS.440..359B|doi=10.1093/mnras/stu184|issn=0035-8711|doi-access=free}}
</ref>
|-
| style="text-align:center;" | {{Мпром|β}}
| Телата со бета ({{Мпром|β}}) наставка (на пр. L4 {{Мпром|β}}) имаат гравитација на средна површина.<ref name=":6">
 {{Наведено списание|last=Cruz|first=Kelle L.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Burgasser|first3=Adam J.|date=February 2009|title=Young L dwarfs identified in the field: A preliminary low-gravity, optical spectral Sequence from L0 to L5|journal=The Astronomical Journal|language=en|volume=137|issue=2|pages=3345–3357|arxiv=0812.0364|bibcode=2009AJ....137.3345C|doi=10.1088/0004-6256/137/2/3345|issn=0004-6256}}
</ref>
|-
| style="text-align:center;" | {{Мпром|γ}}
| Телата со гама ({{Мпром|γ}}) наставка (на пр. L5 {{Мпром|γ}}) имаат мала површинска гравитација.<ref name=":6" />
|-
| style="text-align:center;" | црвено
| Црвениот суфикс (на пр. L0red) означува тела без знаци на младост, но со висока содржина на прашина.<ref name=":7">
 {{Наведено списание|last=Looper|first=Dagny L.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Cutri|first3=Roc M.|last4=Barman|first4=Travis|last5=Burgasser|first5=Adam J.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Roellig|first7=Thomas|last8=McGovern|first8=Mark R.|last9=McLean|first9=Ian S.|date=October 2008|title=Discovery of two nearby peculiar L dwarfs from the 2MASS Proper-Motion Survey: Young or metal-rich?|journal=Astrophysical Journal|language=en|volume=686|issue=1|pages=528–541|arxiv=0806.1059|bibcode=2008ApJ...686..528L|doi=10.1086/591025|issn=0004-637X}}
</ref>
|-
| style="text-align:center;" | сина боја
| Синиот суфикс (на пр. L3blue) означува необични сини близу инфрацрвени бои за L-џуџињата без очигледна мала металичност.<ref name=":8">
 {{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Looper|first2=Dagny L.|last3=Burgasser|first3=Adam J.|last4=Schurr|first4=Steven D.|last5=Cutri|first5=Roc M.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Cruz|first7=Kelle L.|last8=Sweet|first8=Anne C.|last9=Knapp|first9=Gillian R.|date=September 2010|title=Discoveries from a near-infrared proper motion survey using multi-epoch Two Micron All-Sky Survey data|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|language=en|volume=190|issue=1|pages=100–146|arxiv=1008.3591|bibcode=2010ApJS..190..100K|doi=10.1088/0067-0049/190/1/100|issn=0067-0049}}
</ref>
|}
Младите кафеави џуџиња имаат ниска [[површинска гравитација]] бидејќи имаат поголеми полупречници и помали маси во споредба со теренските ѕвезди од сличен спектрален тип. Овие извори се означени со буквата бета ({{Мпром|β}}) за гравитација на средна површина и гама ({{Мпром|γ}}) за мала површинска гравитација. Индикација за мала површинска гравитација се слабите линии CaH, K {{Гинд|I}} и Na {{Гинд|I}}, како и силна VO линија.<ref name=":6"/> Алфа ({{Мпром|α}}) значи нормална површинска гравитација и обично се испушта. Понекогаш екстремно ниската површинска гравитација се означува со делта ({{Мпром|δ}}).
</ref> Наставката „pec“ значи чудна. Необичната наставка сè уште се користи за други карактеристики кои се невообичаени и ги собира различните својства, кои укажуваат на мала површинска гравитација, подџуџести и нерешени двојни податоци.<ref>
{{Наведено списание|last=Faherty|first=Jacqueline K.|last2=Riedel|first2=Adric R.|last3=Cruz|first3=Kelle L.|last4=Gagne|first4=Jonathan|last5=Filippazzo|first5=Joseph C.|last6=Lambrides|first6=Erini|last7=Fica|first7=Haley|last8=Weinberger|first8=Alycia|last9=Thorstensen|first9=John R.|date=July 2016|title=Population properties of brown dwarf analogs to exoplanets|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|language=en|volume=225|issue=1|pages=10|arxiv=1605.07927|bibcode=2016ApJS..225...10F|doi=10.3847/0067-0049/225/1/10|issn=0067-0049|doi-access=free}}
</ref> Претставката sd се додава за [[подџуџе]] и вклучува само ладни подџуџиња. Овој префикс означува ниска [[металичност]] и кинематички својства кои се повеќе слични на [[Галактички ореол|ореол]] ѕвездите отколку на ѕвездите на дискот. Подџуџестите изгледаат посини од објектите на дискот.<ref>
{{Наведена мрежна страница|url=http://www.stsci.edu/~inr/cmd.html|title=Colour-magnitude data|work=Space Telescope Science Institute (www.stsci.edu)|accessdate=2020-03-06}}
</ref> Црвениот суфикс опишува предмети со црвена боја, но со постара возраст. Ова не се толкува како мала површинска гравитација, туку како висока содржина на прашина. Синиот суфикс опишува објекти со сини [[Инфрацрвено зрачење|блиско-инфрацрвени]] бои кои не можат да се објаснат со мала металичност. Некои се објаснети како двојни L+T, други не се двојни, како што е 2MASS J11263991−5003550 и се објаснети со тенки и/или крупнозрнести облаци.

=== Доцни типови на џиновски јаглеродни ѕвезди ===
Јаглеродните ѕвезди се ѕвезди чии спектри укажуваат на производство на јаглерод - нуспроизвод на [[троен алфапроцес]] со фузија на хелиум. Со зголеменото изобилство на јаглерод, и одредено паралелно производство на тешки елементи од s-процесот, спектрите на овие ѕвезди се повеќе отстапуваат од вообичаените доцни спектрални класи&nbsp;G, K и M. Еквивалентни класи за ѕвезди богати со јаглерод се S и C.

Се претпоставува дека џиновите помеѓу тие ѕвезди сами го произведуваат овој јаглерод, но некои ѕвезди од оваа класа се двојни ѕвезди, за чија чудна атмосфера постои сомнеж дека е пренесена од придружник кој сега е бело џуџе, кога придружникот бил јаглеродна ѕвезда.

==== Ѕвезди од типот C ====
{{Главна|Јаглеродна ѕвезда}}
[[Податотека:Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_(data_visualisation).jpg|мини|Слика на јаглеродната ѕвезда R Скорпија и нејзината впечатлива спирална структура]]
Првично класифицирани како R и N&nbsp;ѕвезди, тие се познати и како ''јаглеродни ѕвезди''. Станува збор за црвени џинови, при крајот на нивниот живот, во кои има вишок на јаглерод во атмосферата. Старите класи R и N се воделе паралелно со нормалниот систем на класификација од приближно средината на G до крајот на M. Овие неодамна биле премапирани во унифициран јаглероден класификатор C со N0 почнувајќи од приближно C6. Друга подгрупа на ладни јаглеродни ѕвезди се ѕвездите од типот C-J, кои се карактеризираат со силно присуство на молекули од 13[[Цијанид|CN]], покрај оние од 12 [[Цијанид|CN]].<ref>Bouigue, R. (1954). Annales d'Astrophysique, Vol.&nbsp;17, p.&nbsp;104</ref> Познати се неколку јаглеродни ѕвезди од главната низа, но огромното мнозинство познати јаглеродни ѕвезди се џинови или суперџинови. Постојат неколку подкласи:

* CR - Порано своја класа (''R'') што претставува еквивалент на јаглеродна ѕвезда на доцните ѕвезди од G-класа до раната K-класа.
* CN - Порано своја класа која претставува еквивалент на јаглеродна ѕвезда на доцните ѕвезди од класа К до М.
* CJ – Подкласа на студени ѕвезди од класа C со висока содржина од 13 C.
* CH – [[Ѕвездено население|Население II]] 
* C-Hd – јаглеродни ѕвезди со недостаток на водород, слични на доцните G суперџинови со додадени појаси CH и C2 .

==== Ѕвезди од типот S ====
{{Главна|Ѕвезда од типот S}}
Ѕвездите од класа S формираат континуум помеѓу ѕвездите од класа M и јаглеродните ѕвезди. Оние кои се најслични на ѕвездите од класа М имаат силни појаси за апсорпција на [[Циркониум|ZrO]] аналогни на појасите TiO од ѕвездите од класа M, додека оние кои се најслични на јаглеродните ѕвезди имаат силни [[натриум]]ови D линии и слаби појаси C2.<ref>{{Наведено списание|last=Keenan|first=P. C.|year=1954|title=Classification of the S-Type Stars|journal=Astrophysical Journal|volume=120|page=484|bibcode=1954ApJ...120..484K|doi=10.1086/145937}}</ref> Ѕвездите од класа S имаат вишок на [[циркониум]] и други елементи произведени од процесот s, и имаат повеќе слични јаглерод и кислород во изобилство во ѕвездите од класа М или јаглеродни ѕвезди. Како јаглеродни ѕвезди, речиси сите познати ѕвезди од класа S се ѕвезди со [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотични џиновски гранки]].

Спектралниот тип се формира со буквата&nbsp;S и број помеѓу нула и десет. Овој број одговара на температурата на ѕвездата и приближно ја следи температурната скала што се користи за ѕвездите од класа М. Најчестите типови се S3 до S5. Нестандардната ознака S10 се користи за ѕвездата [[Хи Лебед]] само кога е на екстремен минимум.

Основната класификација обично е проследена со индикација за изобилство, следејќи една од неколкуте модели: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; или S2*5. Бројот кој следи запирка е скала помеѓу 1 и 9 врз основа на односот на ZrO и TiO. Бројката по коса црта е понова, но помалку вообичаен модел дизајниран да го претставува односот на јаглеродот и кислородот на скала од 1 до 10, каде што 0 би било MS ѕвезда. Интензитетот на циркониум и [[титан]]иум може да биде експлицитно наведен. Исто така, повремено се гледа и број по ѕвездичка, што ја претставува јачината на лентите на ZrO на скала од 1 до 5.

==== Типови MS и SC: Средни типови поврзани со јаглерод ====
Помеѓу типови M и S, граничните случаи се нарекуваат MS ѕвезди. На сличен начин, граничните случаи помеѓу класите S и CN се именувани како SC или CS. Секвенцата M → MS → S → SC → CN се претпоставува дека е низа на зголемено јаглеродно изобилство со возраста за [[Јаглеродна ѕвезда|јаглеродни ѕвезди]] во [[асимптотска гранка на џинови]].

=== Класификација на бело џуџе ===
{{Главна|Спектроскопија на бело џуџе}}
Класата D (за Дегенерисана материја) е современа класификација што се користи за белите џуџиња - ѕвезди со мала маса кои повеќе не се подложени на [[јадрено соединување]] и се намалиле до планетарна големина, полека се ладат. Класа&nbsp;D е дополнително поделена на спектрални типови DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Буквите не се поврзани со буквите што се користат во класификацијата на другите ѕвезди, туку го означуваат составот на видливиот надворешен слој или атмосфера на белото џуџе.

Видовите на бели џуџиња се следниве:<ref name="sionspectra">{{Наведено списание|last=Sion|first=E. M.|last2=Greenstein|first2=J. L.|last3=Landstreet|first3=J. D.|last4=Liebert|first4=James|last5=Shipman|first5=H. L.|last6=Wegner|first6=G. A.|year=1983|title=A proposed new white dwarf spectral classification system|journal=Astrophysical Journal|volume=269|pages=253|bibcode=1983ApJ...269..253S|doi=10.1086/161036|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Córsico|first=A. H.|last2=Althaus|first2=L. G.|year=2004|title=The rate of period change in pulsating DB-white dwarf stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=428|pages=159–170|arxiv=astro-ph/0408237|bibcode=2004A&A...428..159C|doi=10.1051/0004-6361:20041372}}</ref>

* DA – атмосфера или надворешен слој богат со [[водород]], означена со силните балмерови водородни [[Спектрална линија|спектрални линии]] .
* DB – атмосфера богата со [[хелиум]], означена со неутрален хелиум, He I, спектрални линии.
* DO – атмосфера богата со хелиум, означена со јонизиран хелиум, He II, спектрални линии.
* DQ – атмосфера богата со [[јаглерод]], означена со атомски или молекуларни јаглеродни линии.
* DZ – атмосфера богата со [[Металичност|метал]], означена со метални спектрални линии (спој на застарените спектрални типови на бело џуџе, DG, DK и DM).
* DC – нема силни спектрални линии што укажуваат на една од горенаведените категории.
* DX – спектралните линии се недоволно јасни за да се класифицираат во една од горенаведените категории.

Типот е проследен со број кој ја дава температурата на површината на белото џуџе. Овој број е заоблен облик на 50400/ ''T''<sub>eff</sub>, каде што ''T''<sub>eff</sub> е [[Делотворна температура|делотворна температура на површината]], мерена во [[келвин]]и. Првично, овој број бил заокружен на една од цифрите од 1 до 9, но неодамна започнале да се користат фракциони вредности, како и вредности под 1 и над 9. (На пример DA1.5 за IK Пегаз B) <ref name="villanovar4">{{Наведено списание|last=McCook|first=George P.|last2=Sion|first2=Edward M.|year=1999|title=A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=121|issue=1|pages=1–130|bibcode=1999ApJS..121....1M|citeseerx=10.1.1.565.5507|doi=10.1086/313186}}</ref>

Две или повеќе букви од класата може да се користат за означување на бело џуџе што прикажува повеќе од една од спектралните карактеристики погоре.

==== Проширени спектрални типови на бело џуџе ====
[[Податотека:Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg|мини| [[Сириус]] А и Б ([[бело џуџе]] од типот DA2), слика од од [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]]]]

* DAB – бело џуџе богато со водород и хелиум кое прикажува неутрални линии на хелиум
* DAO – бело џуџе богато со водород и хелиум кое прикажува јонизирани линии на хелиум
* ДАЗ - металично бело џуџе богато со водород
* DBZ – металично бело џуџе богато со хелиум

Различен сет на симболи за спектрална особеност се користат за белите џуџиња отколку за другите видови ѕвезди:
{| class="wikitable"
!Код
! Спектрални особености за ѕвездите
|-
! P
| Магнетично бело џуџе со забележлива поларизација
|-
! Е
| Присутни емисиони линии
|-
! H
| Магнетно бело џуџе без забележлива поларизација
|-
! V
| Променлива
|-
! PEC
| Постоење спектрални особености
|}

=== Не-ѕвездени спектрални типови: Класи P и Q ===
Класите '''P''' и '''Q''' се останати од системот развиен од [[Ени Џамп Канон|Канон]] за ''[[Каталог „Хенри Дрејпер“|каталогот „Хенри Дрејпер“]]''. Повремено се користат за одредени неѕвездени објекти: Класа Р објектите се ѕвезди во [[Планетарна маглина|планетарните маглини]] (обично млади бели џуџиња или М џинови сиромашни со водород); класа Q објектите се [[Нова|нови]].

== Ѕвездени остатоци ==
{{Главна|Неутронска ѕвезда|Црна дупка|Егзотична ѕвезда}}
Ѕвездените остатоци се тела поврзани со згаснувањето однодно со смртта на ѕвездите. Во категоријата се вклучени [[Бело џуџе|бели џуџиња]] и како што може да се види од радикално различниот модел за класификација за класа D, не-ѕвездените објекти тешко се вклопуваат во системот МК.

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, на кој се заснова системот МК, има опсервациски карактер, така што овие остатоци не можат лесно да се исцртаат на дијаграмот или воопшто не можат да се постават. Старите неутронски ѕвезди се релативно мали и студени и би паднале на крајната десна страна од дијаграмот. [[Планетарна маглина|Планетарните маглини]] се динамични и имаат тенденција брзо да бледнеат во осветленоста додека ѕвездата-предок преминува во бело џуџеста гранка. Доколку е прикажано, планетарна маглина ќе биде нацртана десно од горниот десен квадрант на дијаграмот. Црната дупка не емитува сопствена видлива светлина и затоа не би се појавила на дијаграмот.<ref name="chan-var-hr">{{Наведена мрежна страница|url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/variable_stars/bg_info.html|title=Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell (H-R) Diagram|date=9 March 2015|publisher=Center for Astrophysics {{!}} Harvard & Smithsonian|accessdate=23 July 2016}}</ref>

Предложен е систем за класификација за неутронски ѕвезди со римски бројки: класа I за помалку масивни неутронски ѕвезди со ниски стапки на ладење, класа II за помасивни неутронски ѕвезди со повисоки стапки на ладење и предложена класа III за помасивни неутронски ѕвезди (можни кандидати за егзотични ѕвезди) со повисоки стапки на ладење.<ref>{{Наведено списание|last=Yakovlev|first=D. G.|last2=Kaminker|first2=A. D.|last3=Haensel|first3=P.|last4=Gnedin|first4=O. Y.|year=2002|title=The cooling neutron star in 3C 58|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=389|pages=L24–L27|arxiv=astro-ph/0204233|bibcode=2002A&A...389L..24Y|doi=10.1051/0004-6361:20020699}}</ref> Колку е помасивна неутронската ѕвезда, толку е поголем [[неутрино]]флуксот што го носи. Овие неутрина носат толку многу топлинска енергија што по само неколку години температурата на изолирана неутронска ѕвезда паѓа од редот на милијарди на само околу милион келвини. Овој предложен систем за класификација на неутронските ѕвезди не треба да се меша со претходните спектрални класи Секи и класите на сјајност на Јеркес.

== Заменети спектрални типови ==
Неколку спектрални типови, сите претходно користени за нестандардни ѕвезди во средината на 20 век, биле заменети за време на ревизиите на системот за класификација на ѕвездите. Тие сè уште може да се најдат во старите изданија на каталози со ѕвезди: R и N се подведени во новата класа C како CR и CN.

== Ѕвездена класификација, погодност за живеење и потрага по живот ==
Додека луѓето на крајот ќе можат да [[Колонизација на вселената|колонизираат]] секаков вид на ѕвездено живеалиште, овој дел ќе се осврне на веројатноста за појава на живот околу други ѕвезди.

Стабилноста, осветленоста и животниот век се фактори за населување на ѕвездите. Луѓето знаат само за една ѕвезда која е домаќин на живот, Сонцето од класата G, ѕвезда со изобилство на тешки елементи и мала варијабилност во осветленоста. [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]] е, за разлика од многу [[Планетарен систем|ѕвездени системи,]] познат по тоа што содржи само една ѕвезда (види Населување на двојни ѕвездени системи).

Работејќи од овие ограничувања и проблемите да се има емпириски примерок од само еден, опсегот на ѕвезди за кои се предвидува дека можат да поддржат живот е ограничен од неколку фактори. Од типовите ѕвезди од главната низа, ѕвездите помасивни од 1,5 пати од Сонцето (спектрални типови О, В и А) стареат пребрзо за да се развие напреден живот (користејќи ја Земјата како водич). Од друга крајност, џуџињата со помала од половина од масата на Сонцето (спектрална класа М) најверојатно плимно ќе ги блокираат планетите во нивниот појас погоден за живеење, заедно со други проблеми (види [[Животопогодност во црвеноџуџестите системи]]).<ref name="auto">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.solstation.com/habitable.htm|title=Stars and Habitable Planets|work=www.solstation.com}}</ref> Иако има многу проблеми со кои се соочува животот на црвените џуџиња, многу астрономи продолжуваат да ги моделираат овие системи поради нивниот огромен број и долговечност.

Поради овие причини, мисијата Кеплер на НАСА бара планети погодни за населување кај блиските ѕвезди од главната низа кои се помалку масивни од спектрална класа А, но помасивни од класа М, што ги прави најверојатните ѕвезди да бидат домаќини на животните џуџести ѕвезди од класа F, G и K.

== Белешки ==
{{notelist}}

== Наводи ==
{{наводи}}

== Дополнителна литература ==

* {{Наведено списание|last=Harre|first=Jan-Vincent|last2=Heller|first2=René|date=2021|title=Digital color codes of stars|journal=Astronomische Nachrichten|volume=342|issue=3|pages=578–587|arxiv=2101.06254|bibcode=2021AN....342..578H|doi=10.1002/asna.202113868}}

== Надворешни врски ==
{{рв|Stars by spectral type}}
* [http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Библиотеки на ѕвездени спектри] од Д. Монтес, UCM
* [http://vizier.u-strasbg.fr/ftp/cats/more/HIP/cdroms/docs/vol11sp.pdf Спектрални типови за записи во каталогот Хипаркос] 
* [http://www1.appstate.edu/dept/physics/MK/MKbook.html Ѕвездена спектрална класификација] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20120309104950/http://www1.appstate.edu/dept/physics/MK/MKbook.html |date=2012-03-09 }}  од Ричард О. Греј и Кристофер Ј. Корбалли
* [http://specmodels.iag.usp.br Спектрални модели на ѕвезди] од П. Коељо
* [http://www.isthe.com/chongo/tech/astro/HR-temp-mass-table-byhrclass.html Табела за класификација на ѕвездите]

{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Концепти во астрономијата]]
[[Категорија:Ѕвездена астрономија]]
[[Категорија:Херцшпрунг-Раселова класификација]]
[[Категорија:Ѕвезди по сјајносна класа]]
[[Категорија:Ѕвезди по спектрален тип]]