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Credit: NASA

タイプ	恒星の色		およその 表面の 温度	主な特徴	星の例
O		青	25,000K 以上	単独でイオン化されたヘリウムは、放出または吸収の両方に沿って並びます。強い紫外線連続体。	10 Lacertra
B		青	11,000 - 25,000	吸収での中間のヘリウム線。	リゲル スピカ
A		青	7,500 - 11,000	その後に減少して、A0星に向かう最大強さの水素線。	シリウス ヴェガ
F		青 から 白	6,000 - 7,500	金属的線が、目立つようになります。	カノープス プロキオン
G		白 から 黄	5,000 - 6,000	中間の金属的原子とイオン（例えば一度イオン化されたカルシウム）の吸収線は、強さで拡大します。	太陽 カペラ
K		オレ ンジ から赤	3,500 - 5,000	金属的線が、支配します。弱い青い連続体。	アルクトウルス アルデバラン
M		赤	3,500K 以下	顕著なチタン酸化物の分子の帯域。	ベテルギウス アンタレス

　1802年にウイリアム・ウォラストンは、太陽光線のスペクトルが色の連続的縞であるように見えなくて、むしろそれの上に焼き込まれる一連の黒い線があったことに気がつきました。ウラストンは、線を色の自然の境界のものであると考えました。

　ジョセフ・フラウンホーファーは、1814年に見つけ出された約600本の黒い線で太陽のスペクトルの観察のさらに細かい集合を作って、特にそれらのうちの324本の波長を計りました。太陽のスペクトルでのフラウンホーファー線の多くは、彼がそれらを表わすために考案した表記を持っています。

　1864年にサー・ウイリアム・ハギンズは、地球の物質と一緒に他の星々からのスペクトルでこれらの黒い線の一部に適合させました。そして、星が新種の物質よりむしろありふれた同じ物質でできていることを証明しました。これは、現代の分光学への道を開きました。

　スペクトルの発見以前からさえ、科学者は星々を分類する方法を見つけようとしました。スペクトルを観察することによって、天文学者は、多数の星が少数の異なったパターンをスペクトル線に示すと理解しました。

　スペクトルの特徴による分類は、急速に星々を理解するための強力な道具であることが証明されました。

　現在のスペクトルの分類体系は、20世紀の初期にハーヴァード天文台で作成されました。

　作業は、1872年にヴェガの最初のスペクトルの写真を撮ったヘンリー・ドレーパーによって始められました。彼の死後に彼の妻は、彼の作業を続けるために天文台に器材とお金を寄付しました。

　分類作業の大部分は、1918年から1924年までアニー・ジャンプ・キャノンによって果たされました。最初の体系は、アルファベット順に大文字を使って分類しましたが、星の進化論と類型に分けることがよりよく理解されるようになってから、以降の改訂で減らされました。

　ヘンリー・ドレーパー・カタログ（HD）とヘンリー・ドレーパー拡大版（HDE）で第9等級までの225,000の星々のスペクトルを含んだ作業が発表されました。

　体系は、主に実際の構成の違い、重力または光度よりむしろ星の表面上の温度を感知できる線に基づきます。

　重要な線は、水素バルマー線、中間で単独にイオン化されたヘリウムの線、鉄線、393.3と396.8nmのイオン化されたカルシウムのH（水素）とK（カリウム）の二重線、CH分子によるG帯域、中間の422.7nmのカルシウム線、431nm周辺のいくつかの金属線、そして、チタン酸化物の線です。

　スペクトルの違いが異なる化学組成を示すようかもしれない一方、ほとんどすべての例で、スペクトルは実際に異なる表面上の温度を反映します。

　若干の例外があり、例えば下記で検討されるR、N、S星のタイプで、星々の表面の物質は、「原始的」です。

　これらの7つの幅広いカテゴリーの各々の範囲内で、キヤノンは、0から9まで数えるサブクラスを割り当てました。F0とG0の範囲の中間はF5タイプ星です。太陽は、G2タイプ星です。

　ハーヴァード体系は、星の表面上の温度とスペクトルの若干の特徴づけをしています。

　さらに正確な分類は、その上、星の光度を含みます。

　スペクトル分類で使われる標準の体系は、ヤーキズ分類または、立案者ウィリアム・W.モーガン、フィリップ・C.キーナン、エディス・ケルマンのイニシャルに基づいてMMKと呼ばれています。

　この体系は、星々の表面重力を測るために形と特定のスペクトル線の性質を測ります。

　巨星の表面上の重力加速は、矮星の場合非常に低いです。（g = G M/R2と小型銀河より非常に広い巨星の半径）

　低い重力を考えるとガス圧と密度は、巨星において矮星では非常に低いです。

　これらの違いは、測ることができる異なるスペクトル線形に現れます。

スペクトルは、星々について多くの他のことを明らかにすることができます。したがって、小文字が、時々、特色を示すためにスペクトルのタイプの最後に加えられます。

　記号を異常に強い線を示している元素に関して加えることができます。

　たとえば、北斗七星の中の大ぐま座エプシロンは、タイプA0p IV：（CrEu）で、コロンは、強いクロミウムとユウロピウム線を示し、IV光度クラスで不確実性を意味します。

　その核で水素供給を使い尽くした後に、ヘリウムに至るまでの水素の核融合は、核を囲んでいる外層内で続きます。核が、本質的に外形を温めている水素で包まれる熱い変質したヘリウム星または、ヘリウム白色矮星です。

　過程を甚だしく単純化して変質した圧力が、核の中でヘリウム融合を十分に起こすために核を熱するまで、不活発な核の周囲を外層内で生産されるヘリウムが核の質量を増します。

　その後、もう一度、核燃料供給が使い尽くされ、星がヘリウム融合の内部の外層および、水素融合の外の外層によって不活発な熱い炭素と酸素の白色矮星核を囲むまで、ヘリウム融合が核内で継続します。

　この二重の外層の熱い局面は、星の発展がどのように進むかに基づいた名前のヘルツシュプルング・ラッセル図上で図表にする漸近の巨大な枝段階として知られています。

　漸近の巨大な枝での星は、短命です。

　星の変質した核は、とても大きくて、変質した物質の独特な性質のために、それは一つの外層が燃える相になる可能性があります。また、とても大きい核は、物理的にとても小さいです。

　層の上に横たわることによって経験する重力は、それゆえにとても強いです。そして、圧力と重力の間の釣合いを維持することで高い光度を必要とします。

　このように、星は非常に高い割合のエネルギーを費やして、赤い超巨星になるでしょう。

　星の進化のこの局面の星は、モデルにおいて難しいことがわかりました。1つの問題は、燃えているヘリウム外層が安定していないということです。

　ヘリウム融合の層は、薄いです。原子力エネルギーの中のわずかに明らかな混乱は、余分の圧力を生み出して、領域をわずかに拡張します。

　しかし、層が薄いので、高度の変化はわずかで、それゆえに、さらに熱い領域への圧力の変化は、ほとんど変わりません。

　高い温度は、たぶん核反応の割合を増やします。また、多くの反応過程は、非常に敏感な温度が、たぶん三つの要素からなるアルファ過程のようなヘリウム外層内で優位を占めます。

　このように、局部的な反応率が速力を増します。そして、それが広まる可能性がある前に、より多くの熱を生み出します。

　ですから、大きい決定的な反応点は、小さい局部的な状態変化から始まる可能性があります。

　決定的なものは、過剰なエネルギーを持ち去るためにかなりの拡大と伝達性の繰り返しの産物の後、確かめられるだけです。

　層を再び定住させたことを一度でも決定的に確かめられたとしても、まだ、同じ根底にある物理的な問題が残ります。

　燃えているモードで実質的に安定したヘリウム外層は、ありません。

　このように、外層は燃やす水素次第で、全面的に物質を生むかもしれない伝達性の細胞で、星はエネルギー生成の激発を経験します。そして、薄い外層への弛緩のとても長い周期まで続きます。

　このヘリウム融合暴走の間に生み出される対流性細胞が全面的に水素融合層に届くならば、これは、その表層にさらって取られる星の範囲内で、潜在的に過程を濃い物質のために用意します。

　まるで外の大気圏が、より重い要素で豊かにされたように、これは立派にKとMの星の温度に通じる類似するような星のいくつかのタイプを説明するかもしれないけれども、他のスペクトルの若干の特徴を示すかもしれません。

　これらのタイプは、R、N、Sタイプです。

　多くの巨星は、KまたはMタイプ星々ですが、また、炭素化合物の本質的に過剰なスペクトルの特徴を示すように見えます。

　「炭素星」と多くの天文学者が、Cタイプ星々として集団で多くの場合、引合いに出します。最もありふれたスペクトルの特徴は、C2、CNとCHからあります。

　これらの星々での酸素に至るまでの炭素の有り余るほどの量は、通常の星々よりも4〜5倍高いです。これらの炭素化合物の存在はスペクトルの青い部分を吸収する傾向があります。そして、RとNタイプ巨星に特徴的な赤い色を与えます。

　R星は、一方よりさらに密接にKタイプ星に似てとても熱い表面を持っています。

　Sタイプ星には、とても冷めている表面があって、密接にM星に似ています。

　星に光の球があるSタイプは、s-プロセス元素を豊富にしました。これらは、ベータ崩壊を続ける遊離した中性子の捕獲から作られた分子の同位元素です。

　s-プロセスは、56（鉄）より高い原子番号による元素が作られることができる過程のうちの1つです。

　sは、ゆっくりを表します。

　対照として、急速なそのパートナーr-プロセスが起こります。以前に捕らえられた中性子の原子核において得られる付加的な中性子に遊離した中性子の供給が、ベータ崩壊を十分に持つ機会があります。

　Mタイプ巨星には、普通の線の代わりやその他に特有のバナジウム酸化物、チタン、スカンジウムを、また、Sタイプ星は、より重い元素の例えばジルコニウム、イットリウムとバリウムを示します。

　全てのSタイプ星々のかなりの断片は、変化します。

　Wolf-Rayet星は、Oタイプ星々と類似していますが、わずかに、水素の広い輝線を持って、そして、イオン化したヘリウム、炭素、窒素と極めて少ない吸収線を伴う酸素を示します。

　現在の理論は、Wolf-Rayet星の外の層をはぎ取った連星系になっている伴星が存在すると考えています。

　このように、観察されるスペクトルは、通常の表面物質よりむしろ露出した星の内部からあります。

　観察される物質が、観察された線から不鮮明になっている速度の連続で、星から離れて流れている高速度ガスからあるかもしれないことを線の明白さで示します。

　牡牛座T型変光星は、非常に若い星です。そして、それらがおそらくちょうど今、生まれた明るさや暗い恒星間の雲の中で、一般的に見つかります。

　一般的に、牡牛座T型変光星は、明るさの予測ができない変化で、不規則変光星です。

　それらのスペクトルは、明るい輝線と多くの「妨げる線」を含んでいて、いわゆる典型的な研究室で観測できないとても低い密度を示します。

　スペクトル線も星の停止速度に関して、ドップラー・シフトを示して、物質が流れ出ていることを示します。

　スペクトルが形を取ったならば、星のガスの外の外層の重要な化学的または核の処理がありません。星の核の融合は基本的な構成の変化に結びつきますけれども、物質は星とその核の見える表面の間で、一般に混ざりません。

　最高温度から最も低く整頓される7つの主な星のタイプは、O、B、A、F、G、K、Mです。

　天文学者は、分類体系の順序を覚えるためにいくつかの記憶用コードの中から1つを使います。

　G、K、Mが冷めた星の末期のタイプ星として知られている一方、O、B、Ａタイプの星々は、多くの場合、初期のスペクトルのタイプと呼ばれます。

　学名は星の発展に関して長く時代遅れの考えに根ざしていますが、用語は存続します。

　これらのタイプのスペクトルの特徴は、下記でまとめることができます。