これらの文字は他の恒星への分類として用いられているものとは関連しておらず、白色矮星の観測可能な外層や大気の組成を示すものである。白色矮星の分類は以下の通りである[98][99]。水素が豊富な大気もしくは外層の存在が、強い水素のバルマー系列のスペクトル線によって示されているもの。(中性ヘリウム)のスペクトル線によって示されているもの。(一階電離したヘリウム)のスペクトル線によって示されているもの。炭素が豊富な大気の存在が、炭素原子もしくは分子のスペクトル線によって示されているもの。金属豊富な大気の存在が、金属のスペクトル線によって示されているもの(使われなくなった白色矮星のスペクトル型であるDG、DK、DMを統合したもの)。上記の分類のうちいずれのスペクトル線の強い特徴も示さないもの。上記の分類のどれかに分類できるほどスペクトル線が十分に明確ではないもの。アルファベットでの分類の後に続く数字は、白色矮星の表面温度を示すものである。温度の単位はケルビンである。当初はこの数字は一桁の1から9までの数字に丸められていたが、最近では1未満や9より大きい数字のほか、小数の値も使用され始めている[98][100]。上記のスペクトルの特徴を2つ以上示す白色矮星のために、2つ以上の文字が使用される場合もある[98]。白色矮星に対しては、スペクトルの特性を示すための他のタイプの恒星とは異なる記号が用いられる。一部の恒星ではない天体に対して時折用いられる。P型は惑星状星雲の中にある恒星であり、Q型は新星に対して用いられる[44][101]。恒星の残骸は、恒星の死に伴って形成される天体である。この分類には白色矮星も含まれており、白色矮星へのスペクトル型であるD型の分類手法が他のものとは大きく異なることからも分かるように、恒星ではない天体をMK分類に適合させることは難しい。MK分類が基礎としているヘルツシュプルング・ラッセル図は本質的に観測的なものであるため、恒星の残骸である天体は図中に容易には図示できないか、あるいは全く図示できない場合もある。年老いた中性子星は比較的小さく低温であり、ヘルツシュプルング・ラッセル図上に表すとするとはるか右側に位置することになる。惑星状星雲は動的な天体であり、その前駆体となった恒星が白色矮星へと遷移していくにつれて急速に明るさを減少させる傾向にある。図中に惑星状星雲を示すのであれば、図の右上象限の右側に位置することになる。ブラックホールは自身では可視光線を放出しないため、図中には表すことができない[102]。ローマ数字を用いた中性子星の分類系統が提案されている。I型は冷却率が低い軽い中性子星、II型はより高い冷却率を持つ重い中性子星、III型は高い冷却率を持つさらに重い中性子星(異種星の候補天体)である[103]。中性子星の質量が大きいほど、ニュートリノの流束が大きくなる。中性子星の分類において提案されているこの分類系統は、初期の恒星の分類におけるセッキのスペクトル階級やヤーキスの光度階級とは異なるものである。置き換えられたスペクトル分類[編集]20世紀半ばまで、一般的ではない恒星に対して用いられていたいくつかのスペクトル型は、恒星の分類系統が改定される間に置き換えられた。それらのいくつかは,恒星のカタログの古い版にまだ見られる場合がある。使用されていたRやN型は、C-RやC-NとしてC型の中に組み込まれている。人類は最終的にはあらゆる種類の恒星周りの居住可能な領域に移住できるようになる可能性がある。ここでは、太陽以外の恒星周りでの生命誕生の可能性について述べる。全て、その恒星周りの居住可能性に関する要素である。我々は周囲に生命を持っている恒星は一つだけしか知らず、それは重元素が豊富で明るさの変動が小さいG型星、すなわち太陽である。(惑星の居住可能性の連星系の節も参照)。これらの制約と、生命を持つ経験的な例が1つしか存在しないという問題から、現在我々が知るような生命を持つことが可能であると予想される恒星の範囲は、いくつかの要素によって限定される。(スペクトル型O、B、Aのもの)は高度な生命が発達するためには進化が早すぎる。逆の極限として、太陽の半分未満の質量を持つ矮星(M型の恒星)の場合は、そのハビタブルゾーン内で惑星は潮汐的に固定される可能性が高くなり、別の問題が発生する[104]。赤色矮星周りでの生命に関しては多くの問題があるものの、これらの存在個数が非常に多く寿命も長いことから、多くの天文学者はこれらの系における生命のモデル化を続けている。これらの理由により、NASAのケプラーによる太陽系外惑星探査ミッションでは、スペクトル型がAの恒星よりも軽く、M型よりも重い近傍の主系列星周りのハビタブル惑星を探査の対象としていた[104]。Vバンドは色としては緑に対応している[6]。これは一般的に青い恒星とされているベガを、「白」の基準として用いた場合の相対的な色を表す。主系列星の時点での値。厳密には、白色矮星はもはや「生きた」恒星ではなく、消滅した恒星の「死んだ」残骸である。これらの天体には、元素を燃焼している「生きた」恒星とは異なるスペクトル型を用いる。Ap星とBp星に対して用いられる場合は、これは異常に強い金属のスペクトル線を持つことを意味する。これらは、絶対等級が16よりも明るい恒星での割合である。この明るさの下限を下げると一般にM型星を増やすことになるため、早期型星の割合はさらに低下する。主系列星だけではなく全ての種類の恒星を含めた場合、この割合は78.6%に上昇する。理想的な状況において肉眼で見ることのできる限界の等級は、典型的には6.5とされる。2018年11月27日閲覧。2020年1月31日閲覧。Series〉、1992年、10-13頁。9784563020651。2020年1月31日閲覧。2020年1月31日閲覧。2020年1月31日閲覧。2006年5月13日閲覧。2020年1月31日閲覧。2015年1月2日閲覧。2020年2月1日閲覧。2014年1月1日閲覧。2020年2月1日閲覧。2020年2月2日閲覧。2019年4月6日閲覧。2020年2月2日閲覧。2007年10月14日閲覧。2020年2月2日閲覧。2020年2月2日閲覧。2010年6月10日閲覧。2020年2月10日閲覧。2020年2月10日閲覧。2020年2月10日閲覧。2012年5月22日閲覧。2020年2月11日閲覧。2020年2月10日閲覧。2020年2月10日閲覧。2018年11月27日閲覧。2016年7月23日閲覧。2020年2月14日閲覧。