O3型はそのスペクトル線が完全に消えるところとして定義されていたが、現在の技術で観測すると非常に弱いスペクトル線があることが分かる。強度比を用いている[62]。中性ヘリウムの顕著なスペクトル線が見られ、O5からO9に向かって強くなる。顕著なバルマー線も持つが、より晩期型のものほど強くはない。O型星は非常に重いため、非常に高温な核を持ち水素を急速に燃焼している。そのためO型星は主系列段階を最初に外れる恒星である。1943年にMKK分類法が最初に記述された際は、O型の細分類として用いられたのはO5からO9.5までのみであった[63]。MKKの分類は1971年にO9.7まで拡張され[64]、さらにO2、O3、O3.5を追加する新しい分類方が後に導入された[65]。VLT)B型星は非常に明るく青い色をしている。B型星のスペクトルは中性ヘリウムのスペクトル線を持ち、これはB2型で最も強くなる。ある程度の水素線を持つ。O型星とB型星は非常に活動的で、寿命は比較的短い。そのためこれらのタイプの恒星はその寿命の間に運動学的な相互作用を起こす確率が低く、逃走星[66]を除いては形成された領域から遠く離れることはできない。スペクトル線が消えるところで定義されていた。現在の観測装置を用いると、早期B型星でもこのスペクトル線は依然として存在していることが分かる。紫のスペクトルの強度で定義されており、これはB2で強度が最大になる。超巨星の場合は代わりにケイ素のスペクトル線が用いられる。線が早期B型星を示す。強度が特徴となる[62]。これらの恒星は、誕生した場所である巨大分子雲に伴ったOBアソシエーション中に発見される傾向がある。オリオンOB1アソシエーションは銀河系の渦状腕の大部分を占めており、オリオン座の明るい恒星の大部分を含んでいる。Be星として知られる、重いがまだ超巨星になっていない恒星は、1つかそれ以上の顕著なバルマー系列での放射を持っているか、あるいは過去のある段階で持っていた主系列星であり、水素に関連した電磁放射の系列を持つ非常に興味深い対象である。Be星は一般的に、異常に強い恒星風、高い表面温度、さらに奇妙なほど高速な自転をして多くの質量を失っている天体として特徴付けられる[67]。B(e)星もしくはB[e]星として知られる天体は禁制線[36]の中性もしくは低階電離の特徴的な輝線を持ち、量子力学の現在の理解では通常は起きない過程が進行している。比較A型星はより一般的な肉眼で見える恒星のひとつであり、白色か青白色である。A型星はスペクトル中に強い水素線を持ち、これはA0で最大となる。持ち、A5で最大となる。線の存在はこの段階で特に強くなる。6][12][68]。H、K線が強い恒星である。F型星のスペクトルは、弱い水素線と電離した金属の線で特徴付けられる。恒星の色は白色である。H、K線を持ち、これはG2で最大となる。水素線はF型星よりも弱いが、電離した金属のスペクトル線に加え、中性金属のスペクトル線も示す。CH分子のGバンドに顕著なスパイクが存在する。位置する恒星を含む[69]。超巨星はしばしば進化の過程でO型かB型(青色超巨星)とK型かM型(赤色超巨星)の間を行き来する。この過程において、超巨星はG型に相当する黄色超巨星の状態にはほとんど留まらない。これは、黄色超巨星の状態は極めて不安定であるためである。(アークトゥルスは中央右上)K型星は、太陽よりわずかに低温な橙色の恒星である。K型の巨星も近傍に存在し、ケフェウス座RW星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もある。一方でケンタウルス座α星BのようなK型の主系列星もある。晩期K型星では、酸化チタンの分子吸収帯が見られるようになる。スペクトル型がK型である恒星では、その周囲のハビタブルゾーン内にある惑星で生命が発生する可能性が高くなる可能性があるという予測が存在する[70]。光度が低く、例外的な状況を除けば肉眼で観測できるほど明るいものは無い。大部分のM型星は赤色矮星であるが、ケフェウス座VV星やアンタレス、ベテルギウスなどの銀河系内で最大級の超巨星の大部分もスペクトル型はM型である。褐色矮星の中で大きく高温なものも晩期M型であり、通常はM6.5からM9.5の範囲にある。と全ての中性金属が見られるが、水素の吸収線は通常は見られない。吸収帯はM型星で強くなり、おおむねM5型の可視光のスペクトルで主要となる。吸収帯は晩期M型で見られるようになる。ガーネット・スタースペクトル型の拡張[編集]新しい種類の天体が発見され、多くの新しいスペクトル型が使用されるようになっている[71]。5797[72]いくつかの非常に高温で青い恒星のスペクトルには、炭素や窒素、場合によっては酸素による著しい輝線が存在する。124(英語版)の画像かつてはO型に分類されていたW型もしくはWR型のウォルフ・ライエ星は、スペクトル中に水素線が欠如しているのが特徴である。よっては酸素の、幅が広い輝線に占められたスペクトルを持つ。これらの恒星の大部分は、恒星風によって水素の外層が吹き飛ばされ、高温のヘリウム殻がむき出しになっている死にゆく超巨星であると考えられている。ウォルフ・ライエ星のスペクトル型は、そのスペクトルと外層における窒素と炭素の輝線の相対的な強さによってさらに細分されている[40]。ウォルフ・ライエ星のスペクトルの範囲は以下の通りである[73]。大部分はO型のスペクトルを持つが[74]、およそ10%は水素が欠乏しており、ウォルフ・ライエ星と同様のスペクトルを示す[75]。ように角括弧を用いる。このような天体の大部分のスペクトル型は[WC]型であり、いくらかは[WO]型であるが、[WN]型は極めて稀である。ようにスラッシュを用いて表記されることに由来する[62]。分類される二次分類が発見されている[62]。これらの恒星はWN10やWN11とされる場合もあるが、この分類は他のウォルフ・ライエ星との進化の違いが分かってくるに連れて好まれなくなった。高温なものである[76]。強磁場を持つO型星[編集]強い磁場を持つO型星が示すスペクトルに対しての分類も存在する。ある[62][77]。低温の天体の赤外線スペクトルを分類するために作られたものである。これらのスペクトル型は、可視光線では非常に暗い赤色矮星と褐色矮星を含む[78]。エネルギーが重力収縮のみによっている褐色矮星は時間の経過とともに冷えていくため、晩期のスペクトル型へと進化していく。褐色矮星はM型のスペクトルを持つ天体として誕生し、冷えることによってL型、T型、Y型へと進化する。この変化は質量が軽い褐色矮星ほど速く、最も重い部類の褐色矮星の場合は冷却が遅いため、宇宙年齢の間にはY型、場合によってはT型にも進化することはできない。L、T、Y型のスペクトル型を持つある質量と年齢の褐色矮星では有効温度と光度の間に解決できない重複が生じるため、温度や光度の明確な値を与えることができない[11]。L型星[編集]L型矮星の想像図L型矮星はM型星よりも低温であり、使用されていないアルファベットの中でMに最も近いものがLであるためにこの文字が選ばれた。これらの天体の一部は水素の核融合を起こすのに十分な質量を持っており、したがってそのような天体は恒星に分類される。大部分は恒星より軽い質量を持つ褐色矮星である。これらの天体は非常に暗い赤色を示し、赤外線の波長で最も明るい。L型星の大気は金属水素化物とアルカリ金属が主要なスペクトルを占める程度に低温である[79][80][81]。含む凝縮物は生成されない。そのため、孤立した環境では矮星よりも大きなL型星は決して形成されない。恒星の衝突を介してL型のスペクトルを示す超巨星が形成される可能性はある。その一例がいっかくじゅう座V838星であり、高輝度赤色新星の増光を起こしている最中にL型のスペクトルを示したことが報告されている[82]。低温な褐色矮星である。これらの放射のピークは赤外線の波長である。スペクトル中ではメタンの特徴が目立つ[79][80]。最近の研究が正しければ、T型とL型の天体は他のすべての型を合わせたものよりも一般的な存在である。褐色矮星は宇宙の年齢の数倍と非常に長寿命であるため、破壊的な衝突が無い限りこれらの分類の天体の数は増加を続けることになる。原始惑星系円盤の研究によると、銀河系内の恒星の数はこれまでに想定されていたよりも数桁多いことが示唆されている。これらの原始惑星系円盤はお互いに競い合うような関係にあるとする理論が提唱されている。最初に形成されたものは原始星となり、これは近傍にある他の原始惑星系円盤を破壊してガスを剥ぎ取ってしまう。その犠牲となった原始惑星系円盤はその後おそらくは主系列星やL、T型の褐色矮星となり、これらは暗いため観測が難しいものとなる。Y型星[編集]「準褐色矮星」も参照Y型矮星の想像図Y型のスペクトルを持つ褐色矮星はT型のものよりもさらに低温であり、T型とは定性的に異なるスペクトルの特徴を示す。2013年8月の時点では、17個の天体がY型に分類されている[83]。よる観測では40光年以内の距離に発見されているものの[71][85][86][87][88]、十分に定義されたスペクトル分類法やその原型は存在しない。それでも、いくつかの天体をスペクトル型Y0、Y1、Y2に分類しようという提案が行われている[89]。付近に吸収の特徴を持つ[90]。らによる論文では、この特徴はアンモニアの吸収によるものであることが示唆されており、またこの特徴の有無をT型とY型を特徴づけるものとして取り扱うことが提案されている[90][91]。実際、このアンモニアの吸収による特徴は、この分類を定義するために採用された主要な基準である[89]。この特徴は水とメタンの分子による吸収と区別することが難しく[90]、別の研究者らはY0型というスペクトル型を割り当てたのは早計であると述べている[92]。程度と推定されており、人間の体温に近い温度である[85][86][93]。程度を下回る天体としては矛盾する値であるとの指摘もある。Y型矮星の質量は9-25木星質量の範囲であるが、若い天体の場合は木星質量を下回る可能性もある。したがってY型の天体は、国際天文学連合が現在定めている褐色矮星と惑星の境界である、重水素の核融合が発生する限界質量の13木星質量をまたいで存在していることを意味する[89]。晩期の炭素星の巨星[編集]炭素星は、トリプルアルファ反応によるヘリウムの核融合の副産物である炭素がスペクトル中に見られる恒星である。炭素の存在量が増加し、また並行してs過程による重元素生成が起きるため、これらの恒星のスペクトルは通常の晩期のスペクトル型であるG、K、M型星とは大きく異なったものになる。炭素が豊富な恒星に対応するスペクトル型はSとCである。これらの巨星は炭素を自身で生成していると推定されるが、この分類にある一部の恒星は二重星であり、現在は白色矮星となっている伴星が炭素星であった時に物質が輸送されたことによって、炭素の多い奇妙な大気を持つようになったと推定されている。元々はR型星やN型星と分類されていたこれらの恒星は、炭素星としても知られている。これらは寿命の終わりに近い赤色巨星であり、大気中に炭素の超過が見られる。古いR型とN型の分類は、通常の分類の中期G型から晩期M型までに平行して用いられていた。これらは炭素星を分類するための新しい型であるCへと統一され、かつてのN0型はおおむねC6型に対応する。強い特徴が存在することによって特徴付けられる[95]。主系列段階の炭素星もいくつか知られているが、炭素星として知られているものの圧倒的多数は巨星か超巨星である。C型星にはいくつかの細分類が存在する。R型に分類されており、一般的な分類での晩期G型から早期K型に対応する炭素星である。N型に分類されており、一般的な分類での晩期K型からM型に対応する。C-R型星に類似する種族IIの恒星。水素が欠乏した炭素星であり、CH(英語版)とC2のスペクトル帯を持つ晩期G型超巨星に類似する。S型星[編集]詳細は「S型星」を参照S型星は、M型星と炭素星を連続的に繋ぐ位置づけの恒星である。吸収帯に似たものである。スペクトル帯を持つ[97]。S型星はジルコニウムやその他のs過程で生成された元素の存在量に超過が見られ、またM型星や炭素星よりも炭素と酸素の存在度が類似している。炭素星と同様に、知られているS型星のほぼ全ては漸近巨星分枝星である。スペクトル分類は、アルファベットのSと0から10までの数字の組み合わせからなる。この数字は恒星の温度に対応しており、M型巨星に用いられている温度スケールに近似的に従う。一般的な型はS3型からS5型である。一般的ではないS10型という分類は、はくちょう座χ星の光度が極めて極小になっている時にのみ使用される。白色矮星はその他の天体とは大きく異なり、ヘルツシュプルング・ラッセル図の下部付近に位置する。S型星は、基本的な分類の後にその組成を示す豊富な分類によって細分化される。比に基づいて決められる。スラッシュの後に続けて数字を書く分類はより最近生まれたものだがあまり一般的ではなく、酸素に対する炭素の比率を示す数値である。1から10の間の数値を取り、0がMS星となるように決められている。3番目の例のように、ジルコニウムとチタンの強度を陽に書き表す場合もある。アスタリスクに続けて数字を書く分類も時折見られ、これは1から5のスケールで一酸化ジルコニウムのスペクトル帯の強度を示している。MS型とSC型[編集]M型とS型の間での境界にある型はMSという分類が与えられる。同様に、S型とC-N型の境界にあるものにはSC型もしくはCS型という分類が用いられる。いう系列をたどるという仮説が提唱されている。(左下)D型という分類は、白色矮星に対して現在用いられているスペクトル分類である。白色矮星は、低質量の恒星がもはや核融合を継続できなくなり、惑星程度の大きさにまで収縮してゆっくりと冷却している状態にある天体である。