El tipus espectral és la manera de classificació dels estels usant la llei de desplaçament de Wien però això posa dificultats pels estels distants. L'espectroscòpia estel·lar ofereix una manera de classificar estels segons les seves línies d'absorció; algunes línies d'absorció particulars només es poden observar en cert interval de temperatures, ja que només en aquest rang els nivells atòmics que intervenen estan poblats. Un esquema primerenc (del s. XIX) classificava els estels de A - Q; i serien els orígens de la classificació espectral actual. Les classificacions més modernes són:
La classificació de Secchi Durant les dècades de 1860 i 70, el pare Angelo Secchi, pioner en l'espectrografia estel·lar, va crear la classificació de Secchi per tal de classificar els espectres observats. El 1868, havia desenvolupat quatre classes d'estels:p. 376, Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), p. 364–368.Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), p. 621–628. Classe I: estrelles blanques i blaves amb amples línies d'hidrogen (actual classe A) Classe II: estrelles grogues amb hidrogen menys fort, però amb línies metàl·liques evidents (actuals classes G i K) Classe III: estrelles taronges fins vermelles amb bandes espectrals complexes (actual classe M) Classe IV: estrelles vermelles amb bandes de carboni significatives i línies (estrelles de carboni) El 1878, va afegir una cinquena classe: Classe V: línies d'emissió (ex Be, Bf, etc.) Al final de la dècada de 1890, aquesta classificació va ser substituïda per la classificació de Harvard, la qual s'argumenta en aquest article.Classification of Stellar Spectra: Some Historyp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997,
Classificació espectral de Harvard L'esquema de classificació unidimensional (temperatura) de Harvard (basat en les forces de la línia d'hidrogen de Balmer) es va desenvolupar al Harvard College Observatory sobre el 1912 per Annie Jump Cannon i Edward C. Pickering.Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory Les classes comunes estan normalment llistades partint de les més calentes fins a les més fredes (amb massa, radi i lluminositat comparada amb la del Sol) en la següent taula. Classe Temperatura Color Convencional Color aparent — Explica la raó de la diferència en la percepció del color. Massa(masses solars) Radi(radis solars) Lluminositat Línies d'hidrogen % de totes les Estrelles de la seqüència principalLeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), p. 32–33 - Note Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars O 30,000–60,000 K blau blau 64 M☉ 16 R☉ 1,400,000 L☉ Feble ~0.00003% B 10,000–30,000 K blau a blau blanc blau blanc 18 M☉ 7 R☉ 20,000 L☉ Mitjana 0,13% A 7,500–10,000 K blanc blanc 3.1 M☉ 2.1 R☉ 40 L☉ Forta 0,6% F 6,000–7,500 K blanc groguenc blanc 1.7 M☉ 1.4 R☉ 6 L☉ Mitjana 3% G 5,000–6,000 K groc blanc groguenc 1.1 M☉ 1.1 R☉ 1.2 L☉ Feble 7,6% K 3,500–5,000 K taronja taronja groc 0.8 M☉ 0.9 R☉ 0.4 L☉ Molt feble 12,1% M 2,000–3,500 K vermell taronja vermell 0.4 M☉ 0.5 R☉ 0.04 L☉ Molt feble 76,45% miniatura|diagrama de Hertzsprung-Russell
La massa, el radi i la lluminositat llistades per a cada classe són apropiades només per a estrelles que es troben en la seqüència principal de les seves vides i, per tant, no són apropiades per a les gegants vermelles. El diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona la classificació estel·lar amb la magnitud absoluta, la lluminositat i la temperatura superficial.
La raó de la disposició arbitrària de les lletres és històrica. Quan es va començar a mesurar l'espectre de les estrelles, es van adonar que les estrelles tenien línies espectrals d'hidrogen molt diferents, i per això les van classificar basant-se en la força de les línies d'hidrogen de les sèries de Balmer, de les més fortes A a les més febles Q. Altres línies de tipus neutre o ionitzat van agafar (H i K línies de calci, D línies de Sodi, etc.). Posteriorment es va trobar que algunes de les classes estaven duplicades i llavors van ser eliminades. Va ser molt posteriorment quan es va descobrir que la força de la línia d'hidrogen estava connectada amb la temperatura superficial de l'estel. El treball bàsic el van realitzar principalment Annie Jump Cannon, Henrietta Swan Leavitt i Antonia Maury, basant-se en un treball de Williamina Fleming del Harvard College Observatory. El 1920, el físic indi Megh Nad Saha va derivar una teoria d'ionització mitjançant l'extensió de les idees molt conegudes en química física pertanyent a la dissociació de molècules a la ionització d'atoms. Primerament aplicada a la cromosfera solar, posteriorment la va aplicar a l'espectre estel·lar.Saha, M. N.; On a Physical Theory of Stellar Spectra, Proceedings of the Royal Society of London, Series A, Volume 99, Issue 697 (May 1921), p. 135–153 L'astrònoma de Harvard Cecilia Helena Payne va desmostrar que la seqüència espectral OBAFGKM és de fet una seqüència de temperatura.Payne, C. H.; Stellar Atmospheres; A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars, Ph. D. Thesis, Radcliffe College, 1925
Les classes espectrals se subdivideixen posteriorment amb nombres aràbics (0/9). Per exemple, A0 és la classe més calenta de les estrelles de classe A i A9 serien les més fredes. A causa del fet que la seqüència de classificació és anterior al fet de conèixer que hi ha una seqüència de temperatura, els valors precisos dels dígits es basen en estimacions (àmpliament subjectives) de les forces de les característiques d'absorció en els espectres estel·lars. Degut a aquest fet, les subclasses no estan dividides en cap tipus d'interval matemàticament representable. El Sol s'ha classificat com a G2.
Les estrelles O, B, i A s'anomenen a vegades erròniament de tipus primerenc, mentre les K i M són de tipus tardà. Aquest fet deriva dels models d'evolució estel·lar de principis del segle XX en els que les estrelles rebien l'energia per contracció gravitacional a través del mecanisme de Kelvin–Helmholtz en el qual les estrelles començaven les seves vides com a estrelles de tipus primerenc amb altíssimes temperatures, per anar refredant-se i evolucionar en estrelles de tipus tardà. Aquest mecanisme proporcionava edats al Sol bastant més petites de les que s'observaven, i va quedar obsolet amb el descobriment que les estrelles rebien energia a partir de la fusió nuclear. No obstant això, les nanes marrons, l'energia de les quals prové de tan sols l'atracció gravitacional, si que es refreden a mesura que envelleixen i, per tant, evolucionen a tipus espectrals posteriors. Si una nana marró comença la seva vida amb una alta massa i un tipus espectral M, anirà refredant-se passant per les classes espectrals L, T, i Y.
Colors convencionals i aparents Les descripcions dels colors convencionals són una tradició en astronomia, i representen els colors en referència a Vega, un estel que es pot percebre com a blanc a ull nu, però a l'augmentar-la es mostra com a blau. Les descripcions del color aparent es refereixen al que l'observador veuria si descrivís l'estel en un cel fosc sense cap aparell o amb binoculars. La taula de colors que s'usa, consta de D65 colors estàndard, que són els que es podrien veure si la llum de l'estel s'ampliés per omplir les àrees brillants no enlluernants. La major part de les estrelles del cel, excepció feta de les més brillants, semblen blanques o blanc-blavoses a l'ull nu perquè són massa febles per a mostra la gamma de colors.
El nostre propi Sol és blanc. Algunes vegades se l'anomena estel groc comparat espectroscòpicament amb Vega, i pot semblar groc o vermell (vist a través de l'atmosfera), o aparèixer blanc (vist quan és massa brillant per a percebre qualsevol altre color). Les imatges astronòmiques utilitzen sovint una varietat de colors exagerats (fundats parcialment en les condicions d'observació de la llum febles, i parcialment en convencions). Però el color intrínsec del nostre Sol és blanc (taques solars a banda), sense cap traça d'altre color, i molt aproximat a un cos negre de 5780 K (vegeu temperatura de color). Això és la conseqüència natural de l'evolució dels nostres sentits òptics: la corba de resposta que maximitza l'eficiència global contra la il·luminació farà percebre, per definició, el nostre Sol com a blanc. El nostre Sol és un estel de tipus G.
Classificació espectral de Yerkes La classificació espectral de Yerkes, també anomenada sistema MKK, degut a les inicials dels autors, és un sistema de classificació estel·lar espectral introduït el 1943 per William W. Morgen, Phillip C. Keenan i Edith Kellman de l'Observatori Yerkes.Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill., The University of Chicago press
Aquesta classificació es basa en la sensibilitat de les línies espectrals a la gravetat a la superfície estel·lar que està relacionada amb la lluminositat, oposada a la classificació de Harvard que es basa en la temperatura superficial. Posteriorment, en 1953, després d'algunes revisions de la llista d'estrelles estàndard, i dels criteris de classificació, l'esquema es va anomenar MK (per les inicials de William Wilson Morgan i Phillip C. Keenan). Donat que el radi d'un estel gegant és molt més gran que el d'un estel nan, mentre que les seves masses són comparables aproximadament, la gravetat i també la densitat i pressió del gas a la superfície d'un estel gegant és molt més petita que a una nana. Aquestes diferències es manifesten en la forma defectes lluminosos que afecten a l'amplada i intensitat espectral de línies que llavors es poden mesurar. Els estels més densos amb gravetats superficials més altes exhibiran línies espectrals amb una amplitud de pressions més gran.
Es distingeixen Sis classes diferents de lluminositat:
I supergegants Ia-0 (hipergegants o supergegants extremadament lluminosos (una addició posterior), Exemple: Eta Carinae (espectre peculiar) Ia (supergegants lluminosos), Exemple: Deneb (l'espectre és A2Ia) Iab (supergegants lluminosos intermedis) Ib (supergegants menys lluminosos), Exemple: Betelgeuse (l'espectre és M2Ib) II gegants brillants IIa, Exemple β Scuti (HD 173764) (l'espectre és G4 IIa) IIab Exemple: HR 8752 (l'espectre és G0Iab:) IIb, Exemple: HR 6902 (l'espectre és G9 IIb) III gegants normals IIIa, Exemple: ρ Persei (l'espectre és M4 IIIa) IIIab Exemple: δ Reticuli (l'espectre és M2 IIIab) IIIb, Exemple: Pollux (l'espectre és K2 IIIb) IV subgegants IVa, Exemple: ε Reticuli (l'espectre és K1-2 IVa-III)
IVb, Exemple: HR 672 A (l'espectre és G0.5 IVb) V seqüència principal estels (nans) Va, Exemple: AD Leonis (l'espectre és M4Vae)
Vb, Exemple: 85 Pegasi A (sl'espectre és G5 Vb) VI subnans (molt poc usats) VII nans blancs (molt poc usats)
També es permeten casos marginals; per exemple un estel classificat com a Ia0-Ia podria ser un supergegant molt lluminós, tendint a hipergegant. El tipus espectral de l'estel no és un factor.
Símbols marginals Exemple Explicació-G2 I-IIL'estel es troba entre supergegant i gegant brillant.+O9.5 Ia+L'estel és un hipergegant/M2 IV/VL'estel o és un subgegant o un estel nan.
Tipus espectrals segons la temperatura superficial