恒星分類

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分類体系で、ドレーパーによる以前のアルファベット順のシステムを再構成し、簡略化したものです（歴史を参照）。星は、スペクトル特性に基づいてアルファベットの1文字でグループ化され、必要に応じて数値による細分化が行われます。主系列星の表面温度は約2,000～50,000 Kですが、より進化した星、特に新しく形成された白色矮星は、表面温度が100,000 Kを超えることがあります。 ^{[ 3 ]}物理的には、クラスは星の大気の温度を示しており、通常は最も高温から最も低温の順にリストされています。  

スペクトル型の文字を最も高温から最も低温の順に覚えるための伝統的な記憶術は「 O h, B e A F ine G irl/ G uy: Kiss Me !」です。^{[ 12 ]}天文学の講座や団体が開催するコンテストでは、多くの代替記憶術が提案されていますが、伝統的な記憶術が最も人気があります。^{[ 13 ] [ 14 ]}

スペクトルクラスOからM、および後述するその他のより専門的なクラスは、アラビア数字(0～9)で細分化され、0は特定のクラスで最も高温の星を表します。たとえば、A0はクラス Aで最も高温の星を表し、A9は最も低温の星を表します。小数も許容されます。たとえば、星Mu NormaeはO9.7に分類されます。^{[ 15 ]}太陽はG2に分類されます。^{[ 16 ]}

星のハーバード分類がその表面温度または光球温度（より正確には有効温度）を示しているという事実は、その開発後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・ラッセル図が定式化された頃（1914年まで）には、これが真実であると一般的に疑われていました。^{[ 17 ]} 1920年代には、インドの物理学者メグナド・サハが、分子の解離に関する物理化学のよく知られた考えを原子のイオン化に拡張することによってイオン化の理論を導き出しました。彼はまずそれを太陽彩層に適用し、次に恒星スペクトルに適用しました。^{[ 18 ]}

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た。 ^{[ 19 ]}この分類系列は、それが温度系列であるという理解よりも前に作成されたため、B3やA7などの特定のサブタイプへのスペクトルの配置は、恒星スペクトルの吸収特性の強さの（主に主観的な）推定に依存している。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ていない。

ヤーキーズスペクトル分類は、著者の頭文字からMKまたはモーガン・キーナン（あるいはMKKまたはモーガン・キーナン・ケルマンとも呼ばれる）^{[ 20 ] [ 21 ]}とも呼ばれ、1943年にヤーキーズ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スペクトル分類システムである。^{[ 22 ]}この2次元（温度と光度）分類スキームは、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、表面重力は光度と関連している（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が改訂された後、このスキームはモーガン・キーナン分類、またはMKと名付けられ、^{[ 23 ]}現在も使用されている。

密度が高く表面重力が大きい恒星ほど、スペクトル線の圧力広がりが大きくなります。巨星の表面重力、ひいては圧力は、矮星の表面重力よりもはるかに低くなります。これは、巨星の半径が同質量の矮星よりもはるかに大きいためです。したがって、スペクトルの違いは光度効果として解釈でき、スペクトルを調べるだけで光度階級を割り当てることができます。

下記の表に示すように、いくつかの異なる光度クラスが区別されます。 ^{[ 24 ]}

境界的なケースも認められます。例えば、恒星は超巨星または明るい巨星のどちらかに分類される場合や、準巨星と主系列星の中間の分類となる場合があります。このような場合、2つの光度クラスの間には2つの特別な記号が使用されます。

• スラッシュ（/）は、星印がどちらか一方のクラスに属することを意味します。
• ハイフン（-）は、星印が2つの等級の間にあることを意味します。

例えば、A3-4III/IVに分類される恒星は、スペクトル型がA3とA4の中間に位置し、巨星か準巨星のいずれかである。

準矮星の分類も用いられており、VI型は準矮星（主系列星よりもわずかに光度が低い星）を表す。

白色矮星や「高温準矮星」の分類において、公称光度階級 VII（および場合によってはそれ以上の数値）は現在ではほとんど使用されていない。これは、主系列星や巨星の温度を示す文字が白色矮星にはもはや適用されないためである。

時折、超巨星以外の光度階級にも文字aとbが適用されることがあります。例えば、典型的な巨星よりわずかに光度の低い巨星には光度階級IIIbが与えられ、光度階級IIIaは典型的な巨星よりわずかに明るい星を示します。^{[ 34 ]}

He II λ4686スペクトル線に強い吸収を持つ極端V型星のサンプルにはVzという名称が与えられている。例としてHD 93129 Bが挙げられる。^{[ 35 ]}

スペクトル型の後に小文字の形式で追加の命名法を付けることにより、スペクトルの特異な特徴を示すことができる。^{[ 36 ]}

例えば、59 Cygniはスペクトル型 B1.5Vnne と記載されており、^{[ 43 ]}一般的な分類 B1.5V のスペクトルと、非常に幅広い吸収線および特定の輝線を示しています。

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作成しました。1866年までに、彼は以下の表に示す3つの恒星スペクトル分類を開発しました。^{[ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

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、この記事の残りの部分でその分類について論じられる。^{[ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]}

セッキ等級に用いられるローマ数字は、ヤーキス光度等級や提案されている中性子星等級に用いられる、全く無関係なローマ数字と混同してはならない。

夫の死後、メアリー・アンナ・ドレイパーはハーバード・プレート・スタックの作成とハーバード大学天文台でのこれらのプレートの研究に資金を提供し始めました。天文台の所長であるエドワード・C・ピッカリングは、ハーバード・コンピューターズとして知られる先駆的な女性天文学者を雇い始めました。彼女たちはさまざまな天文学の主題を研究しましたが、この仕事の初期の成果は、1890年に初めて出版されたヘンリー・ドレイパー記念恒星スペクトルカタログの初版でした。ウィリアミナ・フレミングはカタログの初版のスペクトルのほとんどを分類し、10,000を超える特徴的な星を分類し、10個の新星と200個以上の変光星を発見したとされています。^{[ 56 ]}ハーバード・コンピューターズ、特にウィリアミナ・フレミングの助けを借りて、ヘンリー・ドレイパーカタログの最初のバージョンは、アンジェロ・セッキによって確立されたローマ数字方式に取って代わるように考案されました。^{[ 57 ]}

このカタログでは、以前使用されていたセッキ等級（I～V）をより具体的な等級に細分化し、A～Pの文字を与えた方式を採用した。また、他のどの等級にも当てはまらない星にはQの文字が使用された。^{[ 53 ] [ 54 ]}フレミングはピッカリングと協力して、星から放出される波長の変動を引き起こし、色の見え方の変動をもたらす水素スペクトル線の強度に基づいて17の異なる等級を区別した。A等級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、O等級のスペクトルは実質的に可視線を生成しなかった。この文字体系は、アルファベットを下るにつれてスペクトル等級における水素吸収の段階的な減少を示した。この分類システムは後にアニー・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。^{[ 56 ] [ 58 ]}

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 、セッキ分類Iのオリオン座サブタイプをセッキ分類 Iの残りの部分よりも上位に位置づけ、現代のB型を 現代の A型よりも上位に位置づけた。彼女は最初にそうしたが、文字スペクトル型は使用せず、I～XXIIの番号が付けられた22の型シリーズを使用した。^{[ 59 ] [ 60 ]}

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動が考慮されていなかったため、違いをさらに明確にするために 3 つの追加区分が行われました。スペクトルにおける相対的な線の出現を区別するために小文字が追加されました。線は次のように定義されました。^{[ 61 ]}

• （a）：平均幅
• （b）：かすみがかった
• (c): シャープ

アントニア・モーリーは1897年に「 ヘンリー・ドレイパー記念事業の一環として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」と題した自身の恒星分類カタログを出版した。このカタログには4,800枚の 写真と、モーリーによる 北天の明るい星681個の分析が含まれている。これは、天文台の出版物で女性が功績を認められた最初の例である。^{[ 62 ]}

1901年、アニー・ジャンプ・キャノンは文字による分類に戻ったが、O、B、A、F、G、K、M、Nの順で使用されていた文字と、惑星状星雲を表すP、およびいくつかの特異なスペクトルを表すQ以外のすべての文字を削除した。彼女はまた、B型とA型の中間の星を表すB5A、FからGまでの5分の1の星を表すF2Gなどの分類を使用した。^{[ 63 ] [ 64 ]}

最終的に、1912年までにキャノンはタイプB、A、B5A、F2GなどをB0、A0、B5、F2などに変更しました。^{[ 65 ] [ 66 ]}これは基本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の分析を通じて開発されました。^{[ 67 ]}

マウント・ウィルソン・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。^{[ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]}この表記システムは、現代のスペクトルでも時々見られます。^{[ 71 ]}

• sd: 亜矮性
• d: ドワーフ
• sg: 準巨人
• g: 巨人
• c: 超巨星

星はしばしば早熟型と晩熟型に分類される。「早熟型」はより高温であることを意味し、「晩熟型」はより低温であることを意味する。

文脈によっては、「初期」と「後期」は絶対的な意味にも相対的な意味にもなり得る。絶対的な意味での「初期」は、O型星やB型星、場合によってはA型星を指す。相対的な意味では、他の星よりも高温の星を指し、例えば「初期K型」はK0、K1、K2、K3などを指す。

「後期」も同様に使用され、K型やM型などのスペクトル型を持つ星を指す場合は特に限定せずに使用されますが、他の星に比べて温度が低い星にも使用できます。例えば、「後期G型」はG7、G8、G9を指す場合に使用されます。

相対的な意味では、「早い」とはクラス記号の後に続くアラビア数字が小さいことを意味し、「遅い」とは数字が大きいことを意味します。

この曖昧な用語は、19 世紀後半の恒星進化モデルからの名残であり、恒星はケルビン・ヘルムホルツ機構による重力収縮によってエネルギーを得ていると仮定していたが、これは現在では主系列星には当てはまらないことがわかっている。もしこれが真実であれば、恒星は非常に高温の「早期型」星として始まり、徐々に冷えて「後期型」星になるはずだった。このメカニズムは、地質記録で観測されるよりもはるかに短い太陽の年齢をもたらし、恒星が核融合によってエネルギーを得ていることが発見されたことで時代遅れとなった。^{[ 74 ]}「早期」と「後期」という用語は、その基となったモデルの終焉後も引き継がれた。

O型星は非常に高温で極めて明るく、放射されるエネルギーの大部分は紫外線領域にあります。これらは主系列星の中で最も希少な星です。太陽近傍の主系列星のうち、約300万個に1個（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、このスペクトル型に属します。O型星はしばしば複雑な周囲環境を持ち、そのスペクトルの測定が困難です。

O型スペクトルは以前は、放射波長λにおけるHe  II λ4541の強度とHe I λ4471の強度の比によって定義されていました。スペクトル型O7は、2つの強度が等しくなり、He I線が初期の型に向かって弱くなる点として定義されていました。O3型は、定義上、この線が完全に消える点でしたが、現代の技術では非常に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の比が使用されています。^{[ 75 ]}     

O型星は、 He  II線、顕著な電離ヘリウム線（Si  IV、O  III、N  III、C  III）、中性ヘリウム線（O5からO9にかけて強くなる）、顕著な水素バルマー線（ただし、後のタイプの星ほど強くはない）の吸収線と、場合によっては放出線が支配的です。質量が大きいO型星は、恒星風の速度が極めて速いため（2,000 km/sに達することもある）、広範囲の大気を保持しません。質量が非常に大きいため、O型星は中心部が非常に高温で、水素燃料を非常に速く燃焼するため、主系列 から最初に離脱する星です。

 MKK分類体系が1943年に初めて記述されたとき、クラスOのサブタイプとして使用されたのはO5からO9.5のみであった。 ^{[ 76 ]} MKK体系は1971年にO9.7まで^{[ 77 ]}、1978年にO4まで拡張され^{[ 78 ]} 、その後、O2、O3、O3.5タイプを追加する新しい分類体系が導入された。^{[ 79 ]}

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ]}

• O7V – S Monocerotis
• O9V – 10 トカゲ

B型星は非常に明るく、青色をしています。スペクトルには中性ヘリウム線があり、特にB2型星で顕著です。また、水素線も中程度に現れます。O型星とB型星は非常にエネルギーが高いため、寿命は比較的短いです。そのため、生涯を通じて運動学的相互作用が起こる確率が低く、暴走星を除いて、形成された領域から遠く離れることはありません。

 O型からB型への移行は、もともとHe  II λ4541が消失する点として定義されていました。しかし、現代の機器では、この線は初期のB型星でも依然として明瞭に観測されます。現在、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。超巨星の場合は、代わりにシリコンの線が用いられます。Si IV λ4089とSi III λ4552の線は、初期のB型星を示します。中期B型では、後者の強度とSi II λλ4128-30の強度の比が定義特性となり、後期B型では、Mg II λ4481の強度とHe I λ4471の強度の比が定義特性となります。 ^{[ 75 ]}        

これらの星は、巨大分子雲に関連する起源のOBアソシエーションで見つかる傾向があります。オリオンOB1アソシエーションは、天の川の渦状腕の大部分を占めており、オリオン座の明るい星の多くを含んでいます。太陽近傍の主系列星の約800分の1（0.125%）はB型主系列星です。^{[ c ] [ 11 ]} B型星は比較的まれで、最も近いのはレグルスで、約80光年離れています。^{[ 80 ]}

Be星として知られる、質量は大きいが超巨星ではない恒星は、1つ以上のバルマー線を放射していることが観測されており、恒星から放出される水素関連の電磁放射系列が特に注目されている。Be星は一般的に、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回転する恒星質量の著しい減少を特徴としていると考えられている。 ^{[ 81 ]}

B[e]星（または表記上の理由でB(e)星）として知られる天体は、特徴的な中性または低電離の輝線を持ち、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、禁制のメカニズムを持つと考えられています。

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ]}

• B0V –イプシロン・オリオン座
• B0Ia –アルニラム
• B2Ia –カイ²オリオン座
• B2Ib – 9 セフェイ
• B3V –アルカイド
• B3V –エータ・アウリガエ
• B3Ia –オミクロン²おおいぬ座
• B5Ia –大犬座η
• B8Ia –リゲル

A型星は肉眼で見える星の中でも比較的よく見られるもので、白色または青白色をしています。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 時点で著しく強くなっています。太陽近傍の主系列星の約160個に1個（0.625%）がA型星であり、^{[ c ] [ 11 ]} 15パーセク以内に9個の星が含まれています。^{[ 82 ]}

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ]}

• A0Van –フェクダ
• A0Va –ベガ
• A0Ib –イータ・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H線とK線のスペクトル線が強くなっています。中性金属（Fe I、Cr I）はF型星の後期までに電離金属線に追いつき始めます。スペクトルは水素線と電離金属線が弱いのが特徴です。色は白です。太陽近傍の主系列星の約33分の1（3.03%）がF型星で、^{[ c ] [ 11 ]} 20光年以内の星プロキオンAもその一つです。^{[ 83 ]}   

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ] [ 87 ]}

• F0IIIa –獅子座ゼータ
• F0Ib –アルファレポリス
• F1V - 37 北斗七星
• F2V – 78 北斗七星
• F7V -イオタ・ピシウム
• F9V -ベータ・ヴィルギニス
• F9V - HD 10647

太陽^を含むG型星[16]は、Ca ^IIのH線とK線という顕著なスペクトル線を持ち、G2で最も顕著です。水素線はF線よりもさらに弱いですが、イオン化された金属とともに中性金属も持っています。CN分子のGバンドには顕著なピークがあります。G型主系列星は、太陽近傍の主系列星の約7.5%、つまり13個に1個近くを占めています。10pc以内に21個のG型星があります。^{[ c ] [ 11 ]}  

G型には「黄色の進化の空洞」が含まれています。^{[ 88 ]}超巨星はしばしばO型またはB型（青色）とK型またはM型（赤色）の間を揺れ動きます。この間、不安定な黄色の超巨星クラスに長く留まることはありません。

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ]}

• G0V –ベータ・カヌム・ヴェナティコルム
• G0IV –イータ・ブーティス
• G0Ib –ベータ・アクアリ
• G2V –サン
• G5V –カッパ1セチ
• G5IV –ミュー・ヘルクレス座
• G5Ib – 9 ペガサス
• G8V – 61 北斗七星
• G8IV –ベータ・アクィラエ
• G8IIIa –カッパ・ゲミノルム
• G8IIIab –イプシロン・ヴィルギニス
• G8Ib –イプシロン・ジェミノルム

K型星は、太陽よりわずかに温度の低いオレンジがかった星です。太陽近傍の主系列星の約12%を占めています。^{[ c ] [ 11 ]}また、 RW Cepheiのような超巨星から、 Arcturusのような巨星や超巨星まで、巨大なK型星も存在します。一方、Tolimanのようなオレンジ矮星は主系列星です。

これらの星は、水素線が極めて弱く、そもそも水素線が存在する場合もあり、ほとんどが中性金属（Mn  I、Fe  I、Si  I）です。K期後期になると、酸化チタンの分子バンドが現れます。主流の理論（有害な放射能が低く、恒星の寿命が長いことを根拠とする理論）によれば、このような恒星は、ハビタブルゾーンが広いにもかかわらず、最も広いハビタブルゾーンを持つ恒星に比べて有害な放射期間がはるかに短いため、周回惑星上で高度に進化した生命が発生する最適な機会を持つと考えられます（そのような生命が地球の生命と直接類似している場合）。^{[ 89 ] [ 90 ]}

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ]}

• 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 –イプシロン・エリダニ
• K2III –蛇行カッパ
• K3III –ロー・ブーティス
• K5V – 61 Cygni A
• K5III –ガンマ・ドラコニス

M型 星は圧倒的に最も一般的です。太陽近傍の主系列星の約76%が M型星です。^{[ 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、特別な条件下を除いて肉眼で見えるほど明るいものはありません。最も明るいM 型主系列星はM0V型のLacaille 8760で、等級は6.7です（良好な条件下での典型的な肉眼視認限界等級は通常6.5とされています）。これより明るい例が見つかる可能性は極めて低いと考えられます。  

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M型星であり、例えばVY Canis Majoris、VV Cephei、Antares、Betelgeuseなどが挙げられます。さらに、より大きく高温の褐色矮星の中には、M型星の後期に属するものもあり 、通常はM6.5からM9.5の範囲にあります。

M型星のスペクトルには、酸化物分子（可視光スペクトルでは特にTiO  ）とすべての中性金属の線が含まれていますが、水素の吸収線は通常存在しません。M型星ではTiOのバンドが強く、通常はM5頃までに可視光スペクトルを支配します。バナジウム(II)酸化物のバンドはM期後期に現れます。  

スペクトル標準の例: ^{[ 72 ]}

• M3V –グリーゼ581
• M0IIIa –ミラッハ
• M2III –チ・ペガシ
• M1-M2Ia-Iab –ベテルギウス
• M2Ia – Mu Cephei (「ハーシェルのガーネット」)

非常に高温で青みがかった星の中には、炭素や窒素、あるいは時には酸素からの顕著な輝線を示すものがある。

クラスWR（またはW）：ウォルフ＝ライエ

かつてはO型星に分類されていたW^{型またはWR型}のウォルフ・ライエ星は、水素線がスペクトルに欠如していることで知られています。代わりに、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が支配的です。これらは、恒星風によって水素層が吹き飛ばされ、高温のヘリウム殻が直接露出した、死にゆく超巨星であると考えられています。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度に応じて、さらにサブクラスに分類されます。^{[ 42 ]}  

WRスペクトル範囲は以下に示されています。^{[ 94 ] [ 95 ]}

• WN ^{[ 42 ]}  – N III-V線とHe  I-II線 が支配的なスペクトル
  • WNE (WN2～WN5、一部WN6) – より暑い、または「早い」
  • WNL（WN7～WN9、一部WN6を含む） – 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がある^{[ 42 ]}
  • 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）が使用されます。
• WN/C – WN星に強いC  IV線が加わり、WN星とWC星の中間的な性質を持つ^{[ 42 ]}
• WC ^{[ 42 ]} – C  II-IV線 が強いスペクトル
  • WCE（WC4～WC6） – より暑い、または「早い」
  • WCL（WC7～WC9） – 涼しい、または「遅め」
• WO（WO1～WO4） – 強いO  VI線、極めて稀、WCEクラスを非常に高温（200kK以上）まで拡張したもの

ほとんどの惑星状星雲（CSPNe）の中心星はO型スペクトルを示しますが、^{[ 96 ]}約10%は水素欠乏でWRスペクトルを示します。^{[ 97 ]}これらは低質量星であり、大質量ウォルフ・ライエ星と区別するために、スペクトルは角括弧で囲まれています。例：[WC]。これらのほとんどは[WC]スペクトルを示し、一部は[WO]、ごくまれに[WN]を示します。

新しいスペクトル型L、T、Yは、低温星の赤外線スペクトルを分類するために作成されました。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ます。^{[ 99 ]}

水素核融合を起こさない恒星である褐色矮星は、年齢とともに冷却し、より後のスペクトル型へと変化します。褐色矮星はM型スペクトルで誕生し、質量が小さいほど冷却速度が速く、L、T、Yスペクトル型へと変化していきます。最も質量の大きい褐色矮星は、宇宙の年齢内にY型矮星やT型矮星にまで冷却されることはありません。このため、質量や年齢の異なるLTY型のスペクトル型の有効温度と光度の間には解決不可能な重なりが生じ、明確な温度や光度の値は与えられません。^{[ 10 ]}

クラスL

L型矮星は、M型星よりも温度が低く、アルファベット順でMに最も近い残りの文字がLであることからそのように呼ばれています。これらの天体の中には、水素核融合を支えるのに十分な質量を持つものもあり、そのため恒星ですが、ほとんどは亜恒星質量であり、そのため褐色矮星です。色は非常に暗い赤色で、赤外線で最も明るく輝きます。大気は十分に低温であるため、金属水素化物やアルカリ金属がスペクトルで顕著に現れます。^{[ 100 ] [ 101 ] [ 102 ]}

巨星の表面重力が低いため、TiOやVOを含む凝縮物は決して形成されません。したがって、矮星よりも大きなL型星は、孤立した環境では決して形成されません。しかし、これらのL型超巨星は恒星衝突によって形成される可能性があり、その一例として、明るい赤色新星爆発の最盛期にあるV838 Monocerotisが挙げられます。

クラスT

 T型矮星は、表面温度が約550～1,300 K（277～1,027 °C、530～1,880 °F）の低温褐色矮星です。その放射ピークは赤外線にあります。スペクトルにはメタンが顕著に現れます。 ^{[ 100 ] [ 101 ]}   

プロプリッド（星や惑星系が形成される星雲内のガスの塊である原始惑星系円盤）の数の研究によると、銀河の星の数は、これまで推測されていたよりも数桁多いはずです。これらのプロプリッドは互いに競争していると考えられています。最初に形成されたものは原始星になり、原始星は非常に激しい天体で、近くの他のプロプリッドを破壊し、ガスを剥ぎ取ります。犠牲になったプロプリッドは、その後、おそらく主系列星またはL型とT型の褐色矮星になり、私たちには全く見えません。^{[ 103 ]}

クラスY

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 天体がクラスYに分類されています。^{[ 104 ]}このような矮星はモデル化され^{[ 105 ]} 、広視野赤外線探査機（WISE）^{[ 91 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ] [ 109 ]}によって40光年以内に検出されていますが、明確なスペクトル系列やプロトタイプはまだありません。それにもかかわらず、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。^{[ 110 ]} 

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ます。^{[ 111 ]} Delormeらは、この特徴はアンモニアによる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ました。^{[ 111 ] [ 112 ]}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す。^{[ 110 ]}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、^{[ 111 ]}他の著者らは、Y0型への分類は時期尚早であると述べています。^{[ 113 ]} 

Y型スペクトル型として提案された最新の褐色矮星WISE 1828+2650は、有効温度が当初約300 K（人間の体温）と推定された>  Y2型矮星である。 ^{[ 106 ] [ 107 ] [ 114 ]}しかし、その後の視差測定により、その光度は400 Kより低温であることと矛盾することが示された。現在知られている最も低温のY型矮星はWISE 0855−0714で、温度は約250 K、質量は木星のわずか7倍である。^{[ 115 ]}    

 Y型矮星の質量範囲は木星質量の9～25倍ですが、若い天体は木星質量1倍未満になる可能性があり（ただし、冷えて惑星になります）、これはY型天体が、現在のIAUが褐色矮星と惑星を区別する重水素核融合限界である木星質量13倍をまたいでいることを意味します。^{[ 110 ]}  

炭素星とは、スペクトルから炭素の生成が示唆される恒星のことである。炭素は、ヘリウムの三重アルファ核融合の副産物である。炭素の存在量が増加し、同時にs過程による重元素の生成も起こるため、これらの恒星のスペクトルは、通常の後期スペクトル型であるG、K、M型からますます逸脱していく。 炭素を多く含む恒星の同等の分類はS型とC型である。

これらの恒星の中でも巨星は自ら炭素を生成していると考えられているが、この種の恒星の中には連星もあり、その特異な大気は、かつて炭素星だった伴星（現在は白色矮星）から移されたのではないかと推測されている。

クラスC

元々はR型星とN型星に分類されていたこれらの星は、炭素星 としても知られています。これらは寿命の終わりに近い赤色巨星で、大気中に炭素が過剰に存在します。古いR型とN型は、おおよそG型中期からM型後期まで、通常の分類システムと並行して存在していました。これらは最近、統一された炭素分類器Cに再マッピングされ、N0はC6付近から始まっています。低温炭素星のもう1つのサブセットはC-J型星で、^12CN分子に加えて^13CN分子が強く存在することが特徴です。^{[ 123 ]}主系列炭素星はいくつか知られていますが、知られている炭素星の圧倒的大多数は巨星または超巨星です。いくつかのサブクラスがあります。

• CR – 以前は独自のクラス（R）であり、後期G型星から初期K型星に相当する炭素星を表す。
• CN – かつては独立した分類であり、後期K型からM型星に相当する炭素星を表していた。
• ^{CJ – 13C}含有量が高い低温C型星の亜型。
• CH – CR星の種族II類似星。
• C-Hd – 水素欠乏炭素星。CHバンドとC2_バンドが追加された後期G型超巨星に似ている。

D型 （縮退型）は、白色矮星の現代的な分類法です。白色矮星とは、核融合反応が停止し、惑星サイズまで縮小してゆっくりと冷却している低質量星のことです。D型 はさらにスペクトル型DA、DB、DC、DO、DQ、DX、DZに細分化されます。これらの文字は、他の恒星の分類に用いられる文字とは関係なく、白色矮星の可視外層、すなわち大気の組成を示しています。

白色矮星の種類は以下のとおりです。^{[ 125 ] [ 126 ]}

• DA –水素を豊富に含む大気または外層であり、強いバルマー水素スペクトル線によって示される。
• DB –中性ヘリウム（He I）のスペクトル線によって示される、ヘリウムを豊富に含む大気。 
• DO – 電離ヘリウム（ He  II）のスペクトル線によって示される、ヘリウムを豊富に含む大気。
• DQ –原子または分子の炭素線によって示される、炭素を豊富に含む大気。
• DZ –金属に富む大気で、金属スペクトル線によって示される（廃止された白色矮星のスペクトル型であるDG、DK、およびDMの融合）。
• DC – 上記のいずれのカテゴリーにも該当しないことを示す強いスペクトル線は存在しない。
• DX – スペクトル線が十分に鮮明ではないため、上記のいずれのカテゴリーにも分類できません。

_{型の後には、}白色矮星の表面温度を示す数値が続きます。この数値は、50400/Teff を丸めたもので、_Teffはケルビンで測定される有効表面温度です。元々は、この数値は 1 から 9 のいずれかの数字に丸められていましたが、最近では小数値や 1 未満、9 を超える値も使用されるようになりました (例えば、IK Pegasi B の場合は DA1.5) ^{[ 125 ] [ 127 ]}

上記のスペクトル特性のうち複数を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場合がある。^{[ 125 ]}

白色矮星のスペクトル型（拡張型）

• DAB – 水素とヘリウムを豊富に含む白色矮星で、中性ヘリウム線を示す。
• DAO – 水素とヘリウムを豊富に含む白色矮星で、電離ヘリウム線を示す。
• DAZ – 水素を豊富に含む金属質の白色矮星
• DBZ – ヘリウムを豊富に含む金属質の白色矮星

白色矮星には、他の種類の星とは異なるスペクトル特異性記号が使用されます。^{[ 125 ]}

高光度青色変光星（LBV）は、まれで質量が大きく進化段階にある恒星で、スペクトルと明るさに予測不可能で時には劇的な変化を示します。静止状態では、通常B型星に似ていますが、スペクトル線は特異です。爆発時には、F型星に似ており、温度は著しく低くなります。多くの論文では、LBVを独自のスペクトル型として扱っています。^{[ 128 ] [ 129 ]}

最後に、 P型とQ型は、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残ったものです。これらは、単一の星に関連付けられていない特定の天体に対して時折使用されます。P 型天体は惑星状星雲内の星（典型的には若い白色矮星または水素の少ない M 型巨星）であり、Q 型天体は新星です。^{[ 130 ]}