恒星の分類

天文学において、恒星の分類とは、スペクトル特性に基づいて恒星を分類することです。恒星からの電磁放射は、プリズムまたは回折格子で分割され、スペクトル線が点在する虹色を示すスペクトルに分析されます。各線は特定の化学元素または分子を示し、線の強度はその元素の存在量を示します。異なるスペクトル線の強度は主に光球の温度によって変わりますが、場合によっては実際に存在量に違いがあります。恒星のスペクトルクラスは、主に電離状態を要約した短いコードであり、光球の温度の客観的な尺度を提供します。

ほとんどの恒星は現在、モルガン・キーナン（MK）システムに基づいて分類されており、最も高温（O型）から最も低温（M型）の順にO、B、A、F、G、K、Mの文字が使用されている。各文字クラスは、 0が最も高温で9が最も低温となる数字を使用してさらに細分化される（たとえば、A8、A9、F0、F1は高温から低温の順）。この順序は、古典的なシステムに当てはまらない他の恒星のために、W、S、Cの3つのクラスで拡張されている。恒星以外の一部のオブジェクトにも文字が割り当てられており、白色矮星にはD、褐色矮星にはL、T、Yが割り当てられている。

MK システムでは、ローマ数字を使用してスペクトル クラスに光度クラスが追加されます。これは、星のスペクトル内の特定の吸収線の幅に基づいています。この幅は大気の密度によって変化し、巨星と矮星を区別します。光度クラス 0またはIa+は極超巨星、クラス Iは超巨星、クラス IIは明るい巨星、クラス IIIは普通の巨星、クラス IVは準巨星、クラス Vは主系列星、クラス sd (またはVI )は準矮星、クラス D (またはVII ) は白色矮星に使用されます。したがって、太陽の完全なスペクトル クラスはG2V であり、表面温度が約 5,800 K の主系列星を示しています。

従来の色の説明では、恒星のスペクトルのピークのみを考慮しています。しかし、実際には、恒星はスペクトルのすべての部分で放射しています。すべてのスペクトル色を組み合わせると白に見えるため、人間の目で観察される実際の色は、従来の色の説明で示されるよりもはるかに明るい色になります。この「明るさ」の特性は、スペクトル内の色の単純化された割り当てが誤解を招く可能性があることを示しています。薄暗い光での色のコントラスト効果を除けば、一般的な観察条件では、緑、シアン、藍、または紫の星は存在しません。太陽などの「黄色」矮星は白、「赤色」矮星は濃い黄色/オレンジ、「褐色」矮星は文字通り茶色に見えませんが、近くの観察者には仮定上、薄暗い赤または灰色/黒に見えるでしょう。

現代の分類システムは、モーガン・キーナン（MK）分類として知られています。各星にはスペクトルクラス（光度を含まない古いハーバードスペクトル分類から^[1]）と、以下に説明するローマ数字を使用した光度クラスが割り当てられ、星のスペクトル型を形成します。

UBVシステムなどの他の現代の恒星分類システムは、色指数（3つ以上の色等級の測定された差）に基づいています。^{[2]これらの数字には、「U−V」や「B−V」などのラベルが付けられており、2つの標準フィルター（}紫外線、青色、紫外線など）によって通過した色を表しています。

ハーバードシステムは、天文学者アニー・ジャンプ・キャノンによる一次元的な分類体系であり、ドレイパーによる以前のアルファベット体系（歴史を参照）を再編成し簡略化した。恒星は、スペクトル特性に応じてアルファベットの1文字でグループ化され、オプションで数値の細分化が加えられる。主系列星の表面温度はおよそ2,000～50,000  Kであるが、より進化した恒星、特に新しく形成された白色矮星の表面温度は100,000 Kを超えることがある。^[3]物理的には、クラスは恒星の大気の温度を示し、通常は最も高温のものから最も低温のものの順に並べられる。

スペクトル型文字を最も熱いものから最も冷たいものまで順番に覚える一般的な記憶法は、「 O h, B e A F ine Guy / G irl: K iss M e!」 、または「O ur B right A stronomers F requently Gen enerate Killer M nemonics!」です。^[12]

OからMまでのスペクトルクラス、および後述する他のより特殊なクラスは、アラビア数字（0から9）で細分化されており、0は特定のクラスで最も熱い星を表します。たとえば、A0はクラスAで最も熱い星を表し、A9は最も冷たい星を表します。小数も使用できます。たとえば、星Mu NormaeはO9.7に分類されています。^[13]太陽はG2に分類されています。^[14]

ハーバード分類が恒星の表面温度または光球 温度（より正確には実効温度）を示しているという事実は、分類が開発されるまで完全には理解されていませんでしたが、最初のヘルツシュプルング・ラッセル図が策定されたとき（1914年）までには、これが真実であると一般に疑われていました。^[15] 1920年代、インドの物理学者メグナド・サハは、分子の解離に関する物理化学のよく知られたアイデアを原子の電離に拡張して電離理論を導きました。彼はまずそれを太陽の彩層に適用し、次に恒星のスペクトルに適用しました。^[16]

ハーバード大学の天文学者セシリア・ペインは、 OBAFGKMスペクトル系列が実際には温度系列であることを実証しました。 ^[17]この分類系列は温度系列であるという認識より古いため、スペクトルを B3 や A7 などの特定のサブタイプに配置することは、恒星スペクトルの吸収特性の強さの（主に主観的な）推定に依存します。その結果、これらのサブタイプは、数学的に表現可能な間隔に均等に分割されることはありません。

ヤーキスのスペクトル分類は、著者の頭文字をとってMK、あるいはモーガン・キーナン（あるいはMKK、あるいはモーガン・キーナン・ケルマンとも呼ばれる）^{[18] [19]システムとも呼ばれ、1943年に}ヤーキス天文台のウィリアム・ウィルソン・モーガン、フィリップ・C・キーナン、エディス・ケルマンによって導入された恒星のスペクトル分類システムである。^[20]この2次元（温度と光度）分類方式は、恒星の温度と表面重力に敏感なスペクトル線に基づいており、表面重力は光度に関連している（一方、ハーバード分類は表面温度のみに基づいている）。その後、1953年に標準星のリストと分類基準にいくつかの改訂が行われた後、この分類方式はモーガン・キーナン分類、あるいはMK ^[21]と名付けられ、現在でも使用されている。

表面重力が大きい高密度の星は、スペクトル線の圧力による広がりが大きくなります。巨星の半径は同様の質量の矮星よりもはるかに大きいため、巨星の表面の重力、つまり圧力は矮星の場合よりもはるかに低くなります。したがって、スペクトルの違いは光度の影響として解釈でき、スペクトルの検査のみから光度クラスを割り当てることができます。

下表に示すように、いくつかの異なる光度クラスが区別されています。 ^[22]

限界的なケースも許容されます。たとえば、星は超巨星または明るい巨星のいずれかである場合もあれば、準巨星と主系列の分類の中間にある場合もあります。このような場合、2 つの特別な記号が使用されます。

• スラッシュ ( / ) は、星がいずれかのクラスであることを意味します。
• ダッシュ ( - ) は、星が 2 つのクラスの間にあることを意味します。

たとえば、A3-4III/IV に分類される星は、スペクトル型 A3 と A4 の中間に位置し、巨星または準巨星のいずれかになります。

準矮星クラスも使用されています。準矮星（主系列よりわずかに明るさの低い星）には VI が使用されます。

主系列や巨星の温度の文字が白色矮星には適用されなくなったため、公称光度クラス VII (および場合によってはより高い数字) は現在、白色矮星または「高温亜矮星」クラスにはほとんど使用されていません。

時には、aとbの文字が超巨星以外の光度クラスに適用されることもあります。たとえば、典型的な巨星よりもわずかに明るい恒星には光度クラスIIIbが与えられ、光度クラスIIIaは典型的な巨星よりもわずかに明るい恒星を示します。^[32]

He II λ4686スペクトル線に強い吸収を持つ極端V型星にはVzの指定が与えられている。例としてHD 93129 Bが挙げられる。^[33]

スペクトルの特殊な特徴を示すために、小文字の形で追加の命名法がスペクトル型の後に続くことがある。^[34]

例えば、59 Cygniはスペクトル型B1.5Vnneとして記載されており^[41] 、これは一般分類B1.5Vのスペクトルに加えて、非常に広い吸収線と特定の輝線を示している。

ハーバード分類の文字の奇妙な配置の理由は歴史的なもので、以前のセッキ分類から進化し、理解が深まるにつれて徐々に修正されてきました。

1860年代から1870年代にかけて、先駆的な恒星分光学者アンジェロ・セッキは、観測されたスペクトルを分類するためにセッキ分類を考案しました。1866年までに、彼は以下の表に示すように、恒星スペクトルの3つの分類を開発しました。^{[42] [43] [44]}

1890年代後半には、この分類はハーバード分類に取って代わられ始めました。これについては、この記事の残りの部分で説明します。^{[45] [46] [47]}

セッキ分類に使用されるローマ数字は、ヤーキス光度分類や提案されている中性子星分類に使用される、まったく無関係なローマ数字と混同しないでください。

1880年代、天文学者のエドワード・C・ピカリングは、ハーバード大学天文台で対物プリズム法を用いて恒星のスペクトルの調査を始めました。この研究の最初の成果は、1890年に出版されたドレイパー恒星スペクトルカタログです。ウィリアミナ・フレミングは、このカタログのスペクトルのほとんどを分類し、10,000を超える主な恒星を分類し、10の新星と200を超える変光星を発見したとされています。^[53]ハーバード大学のコンピューター、特にウィリアミナ・フレミングの助けを借りて、アンジェロ・セッキによって確立されたローマ数字の体系に代わるヘンリー・ドレイパーカタログの最初の反復が考案されました。^[54]

このカタログでは、それまで使用されていたセッキ分類（IからV）をより具体的な分類に細分化し、AからPまでの文字を付与する方式が採用された。また、どの分類にも当てはまらない星にはQの文字が使用された。^{[51] [52]}フレミングはピカリングと共同で、星から放射される波長に変化をもたらし、色の見え方に変化をもたらす水素スペクトル線の強度に基づいて17の異なる分類を区別した。分類Aのスペクトルは最も強い水素吸収線を生成する傾向があり、分類Oのスペクトルは実質的に目に見える線を生成しなかった。文字体系は、アルファベットの下に行くにつれて、スペクトルクラスの水素吸収が徐々に減少することを示した。この分類体系は後にアニー・ジャンプ・キャノンとアントニア・モーリーによって修正され、ハーバードスペクトル分類体系が作成された。^{[53] [55]}

1897年、ハーバード大学の別の天文学者アントニア・モーリーは、セッキ型Iのオリオン座のサブタイプをセッキ型Iの残りのものより前に置き、現代のB型を現代のA型より前に置いた。彼女はこれを最初に行ったが、文字によるスペクトル型ではなく、IからXXIIまでの番号が付けられた22の型を使用した。^{[56] [57]}

22のローマ数字のグループ分けではスペクトルのさらなる変化が考慮されなかったため、さらに3つの区分を設けて差異を明確にした。スペクトルの相対的な線の出現を区別するために小文字を追加した。線は次のように定義された。^[58]

• (a): 平均幅
• (b): かすんでいる
• (c): シャープ

アントニア・モーリーは1897年に「ヘンリー・ドレイパー記念の一部として11インチ・ドレイパー望遠鏡で撮影された明るい星のスペクトル」という独自の星の分類カタログを出版した。これには4,800枚の写真と、モーリーによる北の明るい星681個の分析が含まれていた。これは天文台の出版物に女性がクレジットされた最初の例であった。^[59]

1901年、アニー・ジャンプ・キャノンは文字表記に戻ったが、O、B、A、F、G、K、M、Nの順で使われる文字と、惑星状星雲を表すP、特殊なスペクトルを表すQ以外の文字は削除した。また、B型とA型の中間の星にはB5A、F型からG型の5分の1の星にはF2Gといった表記も使用した。^{[60] [61]}

最終的に、1912年までにキャノンはB、A、B5A、F2GなどのタイプをB0、A0、B5、F2などに変更しました。^{[62] [63]}これは本質的にハーバード分類システムの現代版です。このシステムは、星から発せられる光を読み取り可能なスペクトルに変換できる写真乾板のスペクトル分析を通じて開発されました。^[64]

ウィルソン山システムとして知られる光度分類は、異なる光度の星を区別するために使用されました。^{[65] [66] [67]}この表記法は、現代のスペクトルでも時々見られます。^[68]

• sd: 準矮星
• d: ドワーフ
• sg: 亜巨人
• g: 巨大
• c: 超巨星

恒星の分類システムは、生物学における種の分類に似ており、タイプ標本に基づいた分類学的なものである。カテゴリは、各カテゴリとサブカテゴリごとに1つ以上の標準星によって定義され、特徴的な特徴の説明が関連付けられている。^[69]

星は、しばしば早期型または晩期型と呼ばれます。「早期」はより高温であることの同義語であり、「晩期」はより低温であることの同義語です。

文脈に応じて、「初期」と「後期」は絶対的な用語または相対的な用語になります。したがって、絶対的な用語としての「初期」は、O 型または B 型、場合によっては A 型星を指します。相対的な参照として、他の星よりも高温の星に関連します。たとえば、「初期 K」は、おそらく K0、K1、K2、K3 です。

「後期」も同様に使用され、この用語を無条件で使用すると K 型や M 型などのスペクトル型の星を示しますが、他の星に比べて冷たい星にも使用できます。たとえば、「後期 G」は G7、G8、G9 を指します。

相対的な意味では、「早い」はクラス文字の後に続く小さいアラビア数字を意味し、「遅い」は大きい数字を意味します。

このわかりにくい用語は、19世紀後半の恒星進化モデルから引き継がれたものである。このモデルでは、恒星は重力収縮によってケルビン・ヘルムホルツ機構によって動かされていると想定されていたが、現在ではこの機構は主系列恒星には当てはまらないことが分かっている。もしこれが本当なら、恒星は非常に高温の「早期型」恒星として一生を始め、その後徐々に冷えて「晩期型」恒星になるはずである。この機構は、地質学的記録で観測されるものよりはるかに小さい太陽の年齢を与えたが、恒星が核融合によって動かされていることが発見されたことで時代遅れとなった。^[70]「早期」と「晩期」という用語は、その基となったモデルが消滅した後も引き継がれた。

O型星は非常に高温で非常に明るく、放射出力のほとんどは紫外線領域にあります。これらはすべての主系列星の中で最も希少です。太陽近傍の主系列星の約3,000,000分の1（0.00003％）がO型星です。^{[c] [11]}最も質量の大きい星のいくつかはこのスペクトルクラスに属します。O型星は、スペクトルの測定を困難にする複雑な周囲環境を持つことがよくあります。

O型スペクトルは、以前はHe II λ4541の強度と He I λ4471の強度の比で定義されていました。ここでλは放射波長です。スペクトル型O7は、2つの強度が等しく、He I線が以前の型に向かって弱くなる点として定義されました。型O3は、定義上、この線が完全に消える点ですが、現代の技術ではかすかに見ることができます。このため、現代の定義では窒素線N IV λ4058とN III λλ4634-40-42の比を使用しています。^[71]

O型星は、He  II線の吸収線と時には放出線が主で、O5からO9にかけて強くなる電離ヘリウム線（ Si  IV、O  III、N  III、C  III）と中性ヘリウム線、そして水素バルマー線が主だが、後のタイプの星ほど強くはない。質量の大きいO型星は、恒星風の速度が極めて速く（2,000 km/sに達することもある）、広大な大気を保持できない。O型星は非常に重いため、中心核が非常に高温で、水素燃料を非常に早く燃やし尽くすため、主系列から最初に離脱する星となる。

MKK分類法が1943年に初めて記載されたとき、クラスOのサブタイプはO5からO9.5のみであった。^[72] MKK分類法は1971年にO9.7に拡張され^[73]、1978年にはO4に拡張され^[74]、その後O2、O3、O3.5を追加した新しい分類法が導入された。^[75]

スペクトル標準: ^[69]

• O7V – S モノケロティス
• O9V – 10 ラケルタ

B 型星は非常に明るく青い。そのスペクトルには、B2 サブクラスで最も目立つ中性ヘリウム線と、中程度の水素線がある。O 型星と B 型星は非常にエネルギーが高いため、寿命は比較的短い。したがって、その生涯で運動学的相互作用が起こる可能性が低いため、暴走星を除いて、形成された領域から遠く離れることはできない。

O 型から B 型への移行は、もともとHe II λ4541 が消える時点と定義されていました 。しかし、現代の装置では、この線は B 型初期星ではまだはっきりと見えます。今日、主系列星の場合、B 型は He I 紫スペクトルの強度によって定義され、最大強度は B2 型に対応します。超巨星の場合、代わりにシリコンの線が使用され、Si IV λ4089 と Si III λ4552 の線は B 型初期を示しています。中期 B では、後者の強度と Si II λλ4128-30 の強度の相対値が定義特性であり、後期 B では、Mg II λ4481 の強度と He I λ4471 の相対値が定義特性です。^[71]

これらの星は、巨大分子雲に関連する起源のOB星団で発見される傾向がある。オリオンOB1星団は天の川の渦巻き腕の大部分を占め、オリオン座の明るい星の多くを含む。太陽系周辺の主系列星の約800分の1（0.125%）がB型主系列星である。^{[c] [11]} B型星は比較的珍しく、最も近いのは80光年ほど離れたレグルスである。^[76]

Be星として知られる大質量だが超巨星ではない恒星は、 1本以上のバルマー線を放射することが観測されており、特に興味深いのは、これらの恒星から放射される水素関連の電磁放射系列である。Be星は、異常に強い恒星風、高い表面温度、そして、異常に速い速度で自転するにつれて恒星質量が大幅に減少する特徴があると考えられている。 ^[77]

B[e]星（または印刷上の理由によりB(e)星）として知られる天体は、独特の中性または低電離輝線を持ち、禁断のメカニズムを持つと考えられており、現在の量子力学の理解では通常許されないプロセスを経ています。

スペクトル標準: ^[69]

• B0V –オリオン座ウプシロン星
• B0Ia –アルニラム
• B2Ia –カイ²オリオン座
• B2Ib – 9 ケフェウス座
• B3V –イータ・ウルサエ・マジョリス
• B3V –エータ・アウリガエ
• B3Ia –オミクロン²おおいぬ座
• B5Ia –おおいぬ座エタ星
• B8Ia –リゲル

A型星は肉眼で見える星の中では最も一般的で、白または青みがかった白色です。A0で最大となる強い水素線と、A5で最大となるイオン化金属（Fe  II、Mg  II、Si  II）の線があります。Ca II線の存在は、 この時点で顕著に強くなっています。太陽近傍の主系列星の約160分の1（0.625％）がA型星であり、[ ^{c] [11]} 15パーセク以内に9つの星が含まれます。^[78]

スペクトル標準: ^[69]

• A0Van –ガンマ・ウルサエ・マジョリス
• A0Va –ベガ
• A0Ib –エータ・レオニス
• A0Ia – HD 21389
• A1V –シリウスA
• A2Ia –デネブ
• A3Va –フォーマルハウト

F型星はCa IIのスペクトル線HとKが強まる 。中性金属（Fe  I、Cr  I）はF後期までにイオン化金属線を増し始める。そのスペクトルは弱い水素線とイオン化金属によって特徴付けられる。色は白。太陽系近傍の主系列星の約33分の1（3.03%）がF型星であり、^{[c] [11]} 20光年以内のプロキオンA星1個を含む。 ^[79]

スペクトル標準: ^{[69] [80] [81] [82] [83]}

• F0IIIa –レオニス座ゼータ星
• F0Ib –アルファ・レポリス
• F1V - 37 おおぐま座
• F2V – 78 大熊座
• F7V -魚座イオタ星
• F9V -ベータ・ヴァージニス
• F9V - HD 10647

太陽を含むG型星^[14]は、Ca IIのHとKのスペクトル線が顕著で 、G2で最も顕著です。Fよりもさらに弱い水素線がありますが、イオン化した金属とともに中性金属も持っています。CN分子のGバンドには顕著なスパイクがあります。G型主系列星は、太陽近傍の主系列星の約7.5％、ほぼ13分の1を占めています。10pc以内に21のG型星があります。^{[c] [11]}

Gクラスには「黄色の進化の空白」が含まれています。^{[84]超巨星は、O型またはB型（青）とK型またはM型（赤）の間を頻繁に変動します。この変動は起こりますが、不安定な}黄色超巨星クラスに長く留まることはありません。

スペクトル標準: ^[69]

• G0V –ベータ・カヌム・ヴェナティコルム
• G0IV –エタ・ブーティス
• G0Ib –ベータ水瓶座
• G2V –太陽
• G5V –カッパ1 クジラ座
• G5IV –ミュー・ヘラクレス
• G5Ib – 9 ペガサス
• G8V – 61 大熊座
• G8IV –わし座ベータ星
• G8IIIa –カッパジェミノルム
• G8IIIab –おとめ座イプシロン星
• G8Ib –ジェミノル座イプシロン星

K型星はオレンジがかった星で、太陽よりわずかに温度が低い。太陽近傍の主系列星の約12%を占める。^{[c] [11]また、} RWケフェイのような極超巨星から、アークトゥルスのような巨星や超巨星まで及ぶ巨大なK型星も存在する。一方、アルファケンタウリBのようなオレンジ色の矮星 は主系列星である。

これらの恒星には、水素の線が極めて弱く（あったとしても）、ほとんどが中性金属（Mn  I、Fe  I、Si I）である。K後期には、酸化チタン の分子バンドが存在するようになる。主流の理論（有害な放射能の低さと恒星の寿命の短さに根ざしたもの）によれば、このような恒星は、ハビタブルゾーンが広く、有害な放射期間が、最も広いハビタブルゾーンを持つ恒星に比べてはるかに短いため、軌道を回る惑星で高度に進化した生命が発達する最適なチャンスがあると示唆されている（そのような生命が地球の生命と直接類似している場合）。^{[85] [86]}

スペクトル標準: ^[69]

• K0V –シグマ ドラコニス
• K0III –ポルックス
• K0III –イプシロン・シグニ
• K2V –エリダヌス座イプシロン星
• K2III –カッパへびつかい座
• K3III –ロー・ブーティス
• K5V – 61 白鳥座 A
• K5III –ガンマドラコ座

M型星は圧倒的に多い。太陽系近傍の主系列星の約76%はM型星である。^{[c] [f] [11]}しかし、M型主系列星（赤色矮星）は光度が非常に低いため、特別な条件がない限り、肉眼で見えるほど明るいものはない。最も明るいM型主系列星として知られているのは、等級6.7のラカイユ8760、M0V型である （良好な条件下での典型的な肉眼での可視性の限界等級は通常6.5とされている）。これより明るい例が見つかる可能性は極めて低い。

M 型星のほとんどは赤色矮星ですが、天の川銀河で知られている最大の超巨星のほとんどは、おおいぬ座 VY 星、ケフェウス座 VV 星、アンタレス、ベテルギウスなど、M 型星です。さらに、より大きく、より高温の褐色矮星の中には、通常 M6.5 から M9.5 の範囲の後期 M 型星もあります。

M 型星のスペクトルには、酸化物 分子(可視スペクトル、特にTiO ) とすべての中性金属からの線が含まれますが、水素の吸収線は通常存在しません。TiO の吸収線は M 型星で強くなることがあり、通常 M5 頃までに可視スペクトルの大部分を占めます。バナジウム (II) 酸化物の吸収線は M 後期までに現れるようになります。

スペクトル標準: ^[69]

• M0IIIa –アンドロメダ座ベータ星
• M2III –カイ・ペガサス
• M1-M2Ia-Iab –ベテルギウス
• M2Ia – Mu Cephei (「ハーシェルのガーネット」)

新たに発見されたタイプの星から、いくつかの新しいスペクトル型が採用されました。^[87]

非常に高温で青みがかった星のスペクトルには、炭素や窒素、時には酸素からの顕著な輝線が見られます。

O型星に分類されたW型^[89]またはWR型のウォルフ・ライエ星は、水素線を欠くスペクトルで有名である。その代わりに、そのスペクトルは高度に電離したヘリウム、窒素、炭素、そして時には酸素の幅広い輝線で占められている。これらはほとんどが死にゆく超巨星で、水素層が恒星風によって吹き飛ばされ、熱いヘリウム殻が直接露出していると考えられている。WR型は、スペクトル（および外層）における窒素と炭素の輝線の相対的な強さに応じてさらにサブクラスに分けられる。^[40]

WRスペクトル範囲は以下の通りである: ^{[90] [91]}

• WN ^[40] – N III-V線とHe I-II線が支配的なスペクトル
  • WNE (WN2 から WN5、一部 WN6) – より暑い、または「早い」
  • WNL (WN7 から WN9、一部 WN6) – より涼しい、または「遅い」
  • 拡張WNクラスWN10とWN11はOfpe/WN9星に使用されることもある^[40]
  • 水素放出を伴うWRにはhタグ（例：WN9h）が使用され、水素放出と吸収の両方にはhaタグ（例：WN6ha）が使用される。
• WN/C – WN星と強いC IV線、WN星とWC星の中間^[40]
• WC ^[40] – 強いC II-IV線を含むスペクトル
  • WCE (WC4 から WC6) – より熱い、または「早い」
  • WCL (WC7 から WC9) – より涼しい、または「遅い」
• WO (WO1 ～ WO4) – 強い O VI 線、極めて稀、WCE クラスを非常に高温 (最大 200 kK 以上) まで拡張

ほとんどの惑星状星雲（CSPNe）の中心星はO型のスペクトルを示すが、^[92]約10%は水素が不足しておりWR型のスペクトルを示す。^[93]これらは低質量星であり、大質量のウォルフ・ライエ星と区別するために、そのスペクトルは角括弧で囲まれる：例：[WC]。これらのほとんどは[WC]スペクトルを示し、いくつかは[WO]を示し、非常にまれに[WN]を示す。

スラッシュ星は、スペクトルにWNのような線を持つO型星です。「スラッシュ」という名前は、印刷されたスペクトル型にスラッシュが含まれていることに由来しています（例：Of/WNL）^[71]。

これらのスペクトルには、より低温の「中間」グループである「Ofpe/WN9」が発見されている。^{[71]これらの星はWN10またはWN11とも呼ばれていたが、他のウォルフ・ライエ星との進化の違いが認識されるにつれて、あまり一般的ではなくなった。最近さらに珍しい星が発見されたことで、スラッシュ星の範囲はO2-3.5If *} /WN5-7まで広がり、これは元の「スラッシュ」星よりもさらに高温である。^[94]

これらは強い磁場を持つO型星である。記号はOf?pである。^[71]

新しいスペクトル型L、T、Yは冷たい星の赤外線スペクトルを分類するために作られた。これには可視スペクトルでは非常に暗い赤色矮星と褐色矮星の両方が含まれる。^[95]

褐色矮星は水素核融合を起こさない恒星で、年齢を重ねるにつれて冷えていき、後のスペクトル型へと進んでいきます。褐色矮星はM型のスペクトルで生まれ、L、T、Yのスペクトル型を経て冷却していきますが、質量が小さいほど冷却速度が速くなります。最も質量が大きい褐色矮星は、宇宙の年齢の中でY型やT型にまで冷却することはできません。このため、異なるLTY型の一部の質量と年齢において、スペクトル型の 有効温度と光度の間に解決できない重なりが生じるため、明確な温度や光度の値は与えられません。^[10]

L型矮星はM型恒星よりも温度が低く、アルファベット順でM型に最も近い残りの文字がLであるため、そのように呼ばれる。これらの天体の中には水素の核融合を支えるのに十分な質量を持つものもあり、したがって恒星であるが、ほとんどは恒星より質量が小さいため褐色矮星である。色は非常に暗い赤色で、赤外線で最も明るい。大気は金属水素化物やアルカリ金属がスペクトルに目立つほど低温である。 ^{[96] [97] [98]}

巨星の表面重力が低いため、TiOやVOを含む凝縮体が形成されることはありません。したがって、矮星よりも大きい L 型星は孤立した環境では決して形成されません。ただし、これらのL 型超巨星は恒星の衝突によって形成される可能性があり、その一例が、明るい赤色新星の噴火の最中にあるいっかくじゅう座 V838 星です。

T型矮星は表面温度がおよそ550～1,300 K（277～1,027 °C、530～1,880 °F）の低温褐色矮星である。放射ピークは赤外線である。スペクトルにはメタンが顕著に見られる。^{[96] [97]}

プロプリド（原始惑星系円盤、星雲内のガスの塊で、そこから恒星や惑星系が形成される）の数を研究すると、銀河の恒星の数は、これまで推測されていた数桁多いはずであることが示唆される。これらのプロプリドは互いに競争しているという理論がある。最初に形成されたプロプリドは原始星になるが、これは非常に激しい天体で、周囲のプロプリドを破壊し、ガスを奪い取る。犠牲になったプロプリドは、おそらくその後、LクラスとTクラスの主系列星または褐色矮星になるが、これらは私たちにはまったく見えない。^[99]

スペクトルクラスYの褐色矮星はスペクトルクラスTの褐色矮星よりも低温で、スペクトルも質的に異なります。2013年8月現在、合計17個の天体がYクラスに分類されています。^[100]このような矮星はモデル化されており^{[101] 、}広域赤外線探査衛星（WISE）^{[87] [102] [103] [104] [105]}によって40光年以内で検出されていますが、まだスペクトルの順序は明確に定義されておらず、プロトタイプもありません。それでも、いくつかの天体がスペクトルクラスY0、Y1、Y2として提案されています。^[106]

これらのY型天体のスペクトルは、1.55 マイクロメートル付近に吸収を示している。^[107] Delormeらは、この特徴はアンモニアからの吸収によるものであり、TY遷移の指標となる特徴として捉えるべきであると示唆している。^{[107] [108]}実際、このアンモニア吸収の特徴は、このクラスを定義するために採用された主な基準である。^{[106]しかし、この特徴は}水やメタンによる吸収と区別するのが難しく、^[107]他の著者は、Y0クラスの割り当ては時期尚早であると述べた。^[109]

Yスペクトル型として提案された最新の褐色矮星であるWISE 1828+2650は、Y2を超える矮星であり、有効温度は当初、 人体の温度である約300 Kと推定されていました。 ^{[102] [103] [110]しかし、} 視差測定により、その明るさは、約400 Kよりも低温であることと矛盾していることがわかりました。現在知られている最も冷たいY矮星は、約250 Kの温度と木星のわずか7倍の質量を持つWISE 0855−0714です。 ^[111]

Y型矮星の質量範囲は9～25 木星質量であるが、若い天体は1木星質量以下になる可能性もある（ただし冷却されて惑星になる）。つまり、Y型天体は、現在のIAUによる褐色矮星と惑星の区分である13木星質量の重水素融合限界にまたがっていることになる。 ^[106]

若い褐色矮星は、同様のスペクトル型の恒星に比べて半径が大きく質量が小さいため、表面重力が低い。これらの源は、中程度の表面重力の場合はベータ ( β )、低表面重力の場合はガンマ ( γ ) の文字でマークされる。低表面重力の兆候は、弱い CaH、K ^I、Na ^I線、および強い VO 線である。^[114]アルファ ( α ) は通常の表面重力を表し、通常は省略される。極端に低い表面重力はデルタ ( δ ) で示されることがある。^[116]接尾辞「pec」は特異を意味する。特異な接尾辞は、他の珍しい特徴にも使用され、低表面重力、準矮星、未分解連星を示すさまざまな特性を要約している。^[117] 接頭辞 sd は準矮星を意味し、低温の準矮星のみを含む。この接頭辞は、金属量が低く、円盤星よりもハロー星に近い運動学的特性があることを示しています。^[113]準矮星は円盤天体よりも青く見えます。^[118] 赤い接尾辞は、赤い色をしているが、年齢が古い天体を表します。これは、表面重力が低いのではなく、塵の含有量が多いと解釈されます。^{[115] [116]}青い接尾辞は、金属量が低いだけでは説明できない、近赤外線で青い色をしている天体を表します。いくつかは L+T 連星として説明されますが、 2MASS J11263991−5003550のように連星ではないものもあり、薄い雲や粒度の大きい雲で説明されます。^[116]

炭素星は、スペクトルから炭素の生成がわかる星です。炭素は三重アルファヘリウム核融合の副産物です。炭素の存在量が増加し、同時にs過程の重元素も生成されるため、これらの星のスペクトルは、通常の後期スペクトルクラス G、K、M からますます外れていきます。炭素を多く含む星の同等のクラスは S と C です。

これらの恒星の中の巨星は、自らこの炭素を生成すると推定されているが、このクラスのいくつかの恒星は二重星であり、その奇妙な大気は、伴星が炭素恒星であったときに、現在は白色矮星となっている伴星から移されたのではないかと疑われている。

もともとR型星とN型星に分類されていたこれらは、炭素星としても知られている。これらは赤色巨星で、寿命の終わりに近づいており、大気中に炭素が過剰に存在する。古いR型とN型のクラスは、おおよそG期中期からM期後期にかけて、通常の分類システムと並行していた。これらは、最近では、おおよそC6からN0が始まる統一された炭素分類子Cに再マッピングされている。低温炭素星の別のサブセットは、12CN分子に加えて13CN分子の強い存在によって特徴付けられるC-J型星である^。 [ 119 ^]少数の^主系列炭素星が知られているが、知られている炭素星の圧倒的多数は巨星または超巨星である。いくつかのサブクラスがある。

• CR – 以前は独自のクラス ( R ) であり、後期 G 型から初期 K 型星に相当する炭素星を表します。
• CN – 以前は、後期 K 型から M 型の星に相当する炭素星を表す独自のクラスでした。
• ^{CJ – 13} Cの含有量が多い冷たい C 星のサブタイプ。
• CH – CR 星の種族 II類似体。
• C-Hd – 水素が不足している炭素星。CHバンドとC ₂バンドが追加された後期 G 型超巨星に似ています。

S型星は、M型星と炭素星の間の連続体を形成する。M型星に最も類似する星は、 M型星のTiO吸収帯に類似した強いZrO 吸収帯を持ち、一方、炭素星に最も類似する星は、強いナトリウムD線と弱いC ₂吸収帯を持つ。^[120] S型星は、s過程によって生成されたジルコニウムやその他の元素が過剰に存在し、M型星や炭素星とより類似した炭素と酸素の存在量を持つ。炭素星と同様に、既知のS型星のほぼすべては漸近巨星分枝星である。

スペクトル型は、文字 S と 0 から 10 までの数字で構成されます。この数字は恒星の温度に対応し、M クラスの巨星に使用される温度スケールにほぼ従います。最も一般的な型は S3 から S5 です。非標準の指定である S10 は、極小期の 星Chi Cygniにのみ使用されています。

基本分類の後には通常、S2,5、S2/5、S2 Zr4 Ti2、または S2*5 のようないくつかの方式のいずれかに従って、存在比の表示が続きます。カンマの後の数字は、ZrO と TiO の比率に基づいた 1 から 9 までのスケールです。スラッシュの後の数字は、炭素と酸素の比率を 1 から 10 のスケールで表すために設計された、より新しいがあまり一般的ではない方式です。0 は MS 星です。ジルコニウムとチタンの強度が明示的に示される場合があります。また、アスタリスクの後の数字が時々見​​られ、これは 1 から 5 のスケールで ZrO バンドの強度を表します。

M クラスと S クラスの間の境界ケースは MS 星と呼ばれます。同様に、S クラスと CN クラスの間の境界ケースは SC または CS と呼ばれます。M → MS → S → SC → CN のシーケンスは、漸近巨星枝の炭素星における年齢とともに炭素の量が増加するシーケンスであると仮定されています。

クラス D (縮退) は、白色矮星に使用される最新の分類法です。白色矮星は、核融合が終了し、惑星サイズまで縮小し、ゆっくりと冷却している低質量の恒星です。クラス D は、さらに DA、DB、DC、DO、DQ、DX、DZ のスペクトル型に分けられます。これらの文字は、他の恒星の分類に使用される文字とは関係ありませんが、白色矮星の目に見える外層または大気の組成を示しています。

白色矮星の種類は以下の通りである: ^{[121] [122]}

• DA –強いバルマー水素スペクトル線によって示される、水素が豊富な大気または外層。
• DB –ヘリウムが豊富な大気。中性ヘリウム、He I のスペクトル線で示されます。
• DO – ヘリウムを多く含む大気。イオン化されたヘリウム、He II のスペクトル線で示されます。
• DQ –原子または分子の炭素線によって示される、炭素が豊富な大気。
• DZ –金属スペクトル線によって示される金属に富んだ大気（古い白色矮星のスペクトル型である DG、DK、および DM の合併）。
• DC – 上記のいずれかのカテゴリを示す強いスペクトル線はありません。
• DX – スペクトル線が十分に明確ではないため、上記のいずれかのカテゴリに分類できません。

型の後には白色矮星の表面温度を表す数字が続く。この数字は 50400/ T _effの四捨五入された形で、T _{eff は}ケルビン単位で測定された有効表面温度である。元々この数字は 1 から 9 までの数字に四捨五入されていたが、最近では分数値や 1 未満および 9 を超える値が使われるようになった。(例えば、IK ペガサス B の場合は DA1.5) ^{[121] [123]}

上記のスペクトル特性を複数示す白色矮星を示すために、2つ以上のタイプ文字が使用されることがある。^[121]

• DAB – 中性ヘリウム線を示す水素とヘリウムに富む白色矮星
• DAO – イオン化されたヘリウムの線を示す水素とヘリウムに富む白色矮星
• DAZ – 水素を多く含む金属白色矮星
• DBZ – ヘリウムを多く含む金属白色矮星

白色矮星には他の種類の恒星とは異なるスペクトル特性記号が使用される。^[121]

青色変光星（LBV）は、スペクトルと明るさが予測不可能で、時には劇的な変化を示す、まれで大質量の進化した星です。「静止」状態の間、それらは通常B型星に似ていますが、異常なスペクトル線を持ちます。爆発の間、それらはF型星に似ており、温度が大幅に低くなります。多くの論文はLBVを独自のスペクトル型として扱っています。^{[124] [125]}

最後に、クラスPとQ は、ヘンリー・ドレイパー・カタログのためにキャノンが開発したシステムから引き継がれたものです。これらは、特定の非恒星天体に使用されることがあります。P 型天体は、惑星状星雲内の恒星 (通常は若い白色矮星または水素の少ない M 型巨星) です。Q 型天体は、新星です。^[要出典]

恒星残骸は恒星の死に関連する天体です。このカテゴリには白色矮星が含まれますが、クラス D の根本的に異なる分類体系からわかるように、非恒星天体を MK システムに当てはめるのは困難です。

MKシステムのベースとなっているヘルツシュプルング・ラッセル図は観測的な性質を持つため、これらの残骸は図に簡単にプロットできないか、まったく配置できない。古い中性子星は比較的小さく冷たいため、図の右端に位置する。惑星状星雲は動的であり、祖先星が白色矮星の枝に移行するとすぐに明るさが薄れる傾向がある。惑星状星雲が示される場合、図の右上象限の右側にプロットされる。ブラックホールはそれ自体は可視光を放射しないため、図には表示されない。^[126]

中性子星の分類にはローマ数字が提案されている。タイプIは冷却速度の遅い低質量中性子星、タイプIIは冷却速度の速い高質量中性子星、タイプIIIは冷却速度の速い高質量中性子星（おそらくエキゾチックスター候補）に分類される。^[127]中性子星の質量が大きいほど、運ぶニュートリノ量は多くなる。これらのニュートリノは大量の熱エネルギーを運び去るため、わずか数年で孤立した中性子星の温度は数十億ケルビンから百万ケルビン程度にまで低下する。この提案された中性子星分類システムは、以前のセッキスペクトルクラスやヤーキス光度クラスと混同しないように注意する必要がある。

20 世紀半ばに非標準星に使用されていたいくつかのスペクトル型は、恒星分類システムの改訂中に置き換えられました。それらは、星カタログの古い版にまだ記載されています。R と N は、CR と CN として新しい C クラスに統合されました。

人類は最終的にはあらゆる種類の恒星の居住地に移住できるようになるかもしれませんが、このセクションでは他の恒星の周囲に生命が誕生する可能性について説明します。

安定性、明るさ、寿命はすべて恒星の居住可能性の要因です。人類が生命を宿す星として知っているのは、重元素が豊富で明るさの変動が少ない G 型の太陽だけです。太陽系は、1つの恒星のみを含むという点でも、多くの恒星系とは異なります(連星系の居住可能性を参照)。

これらの制約と経験的なサンプルセットが1つしかないという問題を考慮すると、生命を維持できると予測される恒星の範囲は、いくつかの要因によって制限される。主系列星の種類のうち、太陽の1.5倍よりも重い恒星（スペクトル型O、B、A）は、高度な生命が発達するには老化が速すぎる（地球をガイドラインとして使用）。その反対に、太陽の半分未満の質量の矮星（スペクトル型M）は、他の問題とともに、その居住可能領域内で惑星を潮汐力で固定する可能性があります（赤色矮星系の居住可能性を参照）。^[128]赤色矮星での生命が直面する問題は数多くありますが、多くの天文学者は、その膨大な数と長寿命のために、これらの系のモデル化を続けています。

これらの理由から、NASAのケプラーミッションは、スペクトル型Aより質量が小さく、Mより質量が大きい主系列星の近くに居住可能な惑星を探しています。生命を宿す可能性が最も高い星は、F、G、K型の矮星です。^[128]

• アストログラフ – 望遠鏡の種類
• ゲストスター – 激変星の古代中国名
• スペクトル特性 – 波長に対する物質の反射率または放射率の変化
• 星の数え方 - 星の簿記調査フォールバックとしてウィキデータの説明を表示するページ、星の調査
• 恒星のダイナミクス – 天体物理学の分野

• ハレ、ジャン＝ヴィンセント。ヘラー、ルネ (2021)。 「星のデジタルカラーコード」。天文学者。342 (3): 578–587。arXiv : 2101.06254。ビブコード:2021AN....342..578H。土井：10.1002/asna.202113868。S2CID  231627588。

• D. Montes、UCM による恒星スペクトルのライブラリ
• ヒッパルコスカタログのスペクトル型
• 恒星スペクトル分類 2010年10月31日アーカイブ、Wayback Machine著、 Richard O. Gray および Christopher J. Corbally
• P.コエーリョによる星のスペクトルモデル
• Merrifield, Michael; Bauer, Amanda; Häußler, Boris (2010)。「星の分類」。60のシンボル。ノッティンガム大学のBrady Haran氏による。
• 恒星の分類表