Xem mã nguồn của Phân loại sao

{{Star nav}}Trong [[thiên văn học]], '''phân loại sao''' là phân loại của các [[sao]] ban đầu dựa trên [[quang quyển|nhiệt độ quang quyển]] và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng [[định luật thay thế Wien]]; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. [[Quang phổ thiên văn]] cho người ta một cách để phân loại sao theo các [[vạch hấp thụ]] của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến. Các sơ đồ có từ [[thế kỷ 19]] phân loại các sao từ A đến P, là nguồn gốc của các phân loại quang phổ hiện nay.{{Citation needed|reason=Your explanation here|date=August 2021}}

Hầu hết các ngôi sao hiện được phân loại theo phân loại Morgan–Keenan (MK) sử dụng các chữ cái O, B, A, F, G, K và M, một chuỗi từ nóng nhất (loại O) đến lạnh nhất (loại M). Sau đó, mỗi lớp được chia nhỏ bằng cách sử dụng một chữ số với 0 là nóng nhất và 9 là lạnh nhất (ví dụ: A8, A9, F0 và F1 tạo thành một chuỗi từ nóng hơn đến lạnh hơn). Lớp quang phổ cũng được mở rộng với các lớp dành cho các ngôi sao khác và các vật thể giống sao không phù hợp với hệ thống cổ điển, chẳng hạn như lớp D dành cho [[sao lùn trắng]] và các lớp S và C cho các ngôi [[sao carbon]].

== Phân loại hiện đại ==
[[Tập_tin:Morgan-Keenan_spectral_classification.svg|trái|nhỏ|Các ngôi sao dãy chính được sắp xếp (từ phải sang trái) O đến M theo phân loại quang phổ Harvard.]]
Hệ thống phân loại hiện đại được gọi là ''phân loại'' ''Morgan–Keenan'' (MK). Mỗi ngôi sao được gán một loại quang phổ (từ phân loại quang phổ cũ của Harvard, không bao gồm độ sáng)<ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/m/morgan-keenan+luminosity+class|title=Morgan-Keenan Luminosity Class {{!}} COSMOS|website=astronomy.swin.edu.au|access-date=2022-08-31}}</ref> và một loại độ sáng sử dụng các chữ số La Mã, tạo thành loại quang phổ của ngôi sao.

=== Phân loại quang phổ Harvard ===
{| class="wikitable"
!Lớp
![[Nhiệt độ hiệu dụng]]<ref name="calib2">{{cite journal|last1=Habets|first1=G. M. H. J.|last2=Heinze|first2=J. R. W.|date=November 1981|title=Empirical bolometric corrections for the main-sequence|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=46|pages=193–237 (Tables VII and VIII)|bibcode=1981A&AS...46..193H}}&nbsp;– Luminosities are derived from M<sub>bol</sub> figures, using M<sub>bol</sub>(☉)=4.75.</ref><ref name="weidner2">{{Cite journal|last1=Weidner|first1=Carsten|last2=Vink|first2=Jorick S.|date=December 2010|title=The masses, and the mass discrepancy of O-type stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=524|at=A98|arxiv=1010.2204|bibcode=2010A&A...524A..98W|doi=10.1051/0004-6361/201014491|s2cid=118836634}}</ref>
! abbr="Chromaticity" |Sắc độ Vega-relative<ref name="Charity2">{{cite web|url=http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/|title=What color are the stars?|last=Charity|first=Mitchell|website=Vendian.org|access-date=13 May 2006}}</ref><ref name="ATNFcolor2">{{cite web|url=http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|date=2018-10-17|publisher=Australia Telescope National Facility}}</ref><ref group="lower-alpha">Đây là màu tương đối của [[Sao Chức Nữ]] (Vega), thường được coi là một ngôi sao hơi xanh, được sử dụng làm tiêu chuẩn cho "màu trắng".</ref>
! abbr="chromaticity" |Sắc độ ([[Illuminant D65|D65]])<ref name="möre3">{{cite book|title=The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats|url=https://archive.org/details/guinnessbookofas0000moor_y5x2|last=Moore|first=Patrick|date=1992|publisher=Guinness|isbn=978-0-85112-940-2|edition=4th}}</ref><ref>{{cite web|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|date=21 December 2004|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|access-date=26 September 2007|archive-date=2013-12-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|url-status=dead}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref><ref name="Charity2" /><ref group="lower-alpha">Sắc độ có thể thay đổi đáng kể trong một lớp; ví dụ: Mặt Trời (sao G2) có màu trắng vàng, trong khi sao G9 có màu vàng.</ref>
!Khối lượng trong dãy chính<ref name="calib2" /><ref name=bdevol>{{cite journal |title=Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458 |journal=Astronomy and Astrophysics |first1=I. |last1=Baraffe |first2=G. |last2=Chabrier |first3=T. S. |last3=Barman |first4=F. |last4=Allard |first5=P. H. |last5=Hauschildt |volume=402 |issue=2 |pages=701–712 |date=May 2003 |doi=10.1051/0004-6361:20030252 |bibcode=2003A&A...402..701B |arxiv=astro-ph/0302293|s2cid=15838318 }}</ref> ([[khối lượng Mặt Trời]])
!'''Bán kính trong dãy chính'''<ref name="calib2" /><ref name="bdevol" /> ([[bán kính Mặt Trời]])
!'''Độ sáng trong dãy chính'''<ref name="calib2" /><ref name="bdevol" /> ([[Bolometric magnitude|bolometric]])
!Vạch hydro
!% trong tất cả các sao [[dãy chính]]<ref name="LeDrew2001">{{cite journal |title=The Real Starry Sky |url=https://archive.org/details/sim_journal-of-the-royal-astronomical-society-of-canada_2001-02_95_1/page/32 |journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada |last=Ledrew |first=Glenn |volume=95 |page=32 |date=February 2001 |bibcode=2001JRASC..95...32L}}</ref>
|-
![[Phân loại sao#Lớp O|O]]
|≥&nbsp;30.000&nbsp;K
| style="background:#9bb0ff;" |Xanh da trời
| style="background:#{{Color temperature|50000|hexval}};" |Xanh da trời
|≥&nbsp;{{Solar mass|16|link=y}}
|≥&nbsp;{{Solar radius|6,6|link=y}}
|≥&nbsp;{{Solar luminosity|30.000|link=y}}
|Yếu
|~0,00003%
|-
![[Phân loại sao#Lớp B|B]]
|10.000–30,000&nbsp;K
| style="background:#aabfff;" |Xanh trắng
| style="background:#{{Color temperature|20000|hexval}};" |Xanh trắng đậm
|{{Solar mass|2,1–16|link=y}}
|{{Solar radius|1,8–6,6|link=y}}
|{{Solar luminosity|25–30.000|link=y}}
|Trung bình
|0,13%
|-
![[Phân loại sao#Lớp A|A]]
|7.500–10.000&nbsp;K
| style="background:#cad7ff;" |Trắng
| style="background:#{{Color temperature|8750|hexval}};" |Xanh trắng
|{{Solar mass|1,4–2,1|link=y}}
|{{Solar radius|1,4–1,8|link=y}}
|{{Solar luminosity|5–25|link=y}}
|Mạnh
|0,6%
|-
![[Phân loại sao#Lớp F|F]]
|6.000–7.500&nbsp;K
| style="background:#f8f7ff;" |Vàng trắng
| style="background:#{{Color temperature|6750|hexval}};" |Trắng
|{{Solar mass|1,04–1,4|link=y}}
|{{Solar radius|1,15–1,4|link=y}}
|{{Solar luminosity|1,5–5|link=y}}
|Trung bình
|3%
|-
![[Phân loại sao#Lớp G|G]]
|5.200–6.000&nbsp;K
| style="background:#fff4ea;" |Vàng
| style="background:#{{Color temperature|5600|hexval}};" |Vàng hơi trắng
|{{Solar mass|0,8–1,04|link=y}}
|{{Solar radius|0,96–1,15|link=y}}
|{{Solar luminosity|0,6–1,5|link=y}}
|Yếu
|7,6%
|-
![[Phân loại sao#Lớp K|K]]
|3.700–5.200&nbsp;K
| style="background:#ffd2a1;" |Cam
| style="background:#{{Color temperature|4450|hexval}};" |Cam vàng nhạt
|{{Solar mass|0,45–0,8|link=y}}
|{{Solar radius|0,7–0,96|link=y}}
|{{Solar luminosity|0,08–0,6|link=y}}
|Rất yếu
|12,1%
|-
![[Phân loại sao#Lớp M|M]]
|2.400–3.700&nbsp;K
| style="background:#ffb06f;" |Đỏ
| style="background:#{{Color temperature|3050|hexval}};" |Đỏ cam nhạt
|{{Solar mass|0,08–0,45|link=y}}
|≤&nbsp;{{Solar radius|0,7|link=y}}
|≤&nbsp;{{Solar luminosity|0,08|link=y}}
|Rất yếu
|76,45%
|}
[[Tập_tin:H-R_diagram.svg|nhỏ|[[Biểu đồ Hertzsprung–Russell]] liên hệ sự phân loại sao với [[cấp sao tuyệt đối]], độ sáng và [[Nhiệt độ|nhiệt độ bề mặt]].]]
Một cách ghi nhớ phổ biến để ghi nhớ thứ tự của các chữ cái loại quang phổ, từ nóng nhất đến lạnh nhất, là "<u>O</u>h, <u>B</u>e <u>A</u> <u>F</u>ine <u>G</u>uy/<u>G</u>irl: <u>K</u>iss <u>M</u>e!".<ref name="mnem">{{cite web|url=http://www.eudesign.com/mnems/startemp.htm|title=Spectral classification of stars (OBAFGKM)|website=www.eudesign.com|access-date=2019-04-06}}</ref>

Các lớp quang phổ từ O đến M, cũng như các lớp khác, được chia nhỏ bằng các chữ số Ả Rập (0–9), trong đó 0 biểu thị các ngôi sao nóng nhất của một lớp nhất định. Ví dụ: A0 biểu thị những ngôi sao nóng nhất trong lớp A và A9 biểu thị những ngôi sao lạnh nhất. Ngoài ra, số thập phân cũng được sử dụng, ví dụ, [[Mu Normae]] được phân loại là O9.7.<ref name="UpsOriType">{{cite journal|last1=Sota|first1=A.|last2=Maíz Apellániz|first2=J.|last3=Morrell|first3=N. I.|last4=Barbá|first4=R. H.|last5=Walborn|first5=N. R.|last6=Gamen|first6=R. C.|last7=Arias|first7=J. I.|last8=Alfaro|first8=E. J.|display-authors=5|date=March 2014|title=The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=211|issue=1|at=10|arxiv=1312.6222|bibcode=2014ApJS..211...10S|doi=10.1088/0067-0049/211/1/10|s2cid=118847528}}</ref> [[Mặt Trời]] được phân loại là G2.<ref name="SunSpectrum">{{Cite book|title=Guide to the Sun|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|date=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=978-0-521-39788-9|pages=47–53}}</ref>

=== Phân loại quang phổ Yerkes ===
''Phân loại quang phổ Yerkes'', còn được gọi là ''MK,'' hoặc Morgan–Keenan (còn được gọi là MKK, hoặc Morgan–Keenan–Kellman)<ref>{{Cite web|url=https://physicsanduniverse.com/the-yerkes-spectral-classification/|title=The Yerkes spectral classification|last=Universe|first=Physics And|date=2013-06-14|website=Physics and Universe|language=en-US|access-date=2022-08-31}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.ucl.ac.uk/ucl-observatory/resources/mkk-and-revised-mk-atlas|title=The MKK and Revised MK Atlas|last=UCL|date=2018-11-30|website=UCL Observatory (UCLO)|language=en|access-date=2022-08-31}}</ref> từ tên viết tắt của các tác giả, là một hệ thống phân loại quang phổ sao được giới thiệu vào năm 1943 bởi [[William Wilson Morgan]], [[Philip Childs Keenan|Philip C. Keenan]], và [[Edith Kellman]] từ [[Đài quan sát Yerkes]].<ref>{{cite book|title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|last1=Morgan|first1=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|last3=Kellman|first3=Edith|date=1943|publisher=The University of Chicago Press|bibcode=1943assw.book.....M|oclc=1806249}}</ref> Sơ đồ phân loại hai chiều (nhiệt độ và độ sáng) này dựa trên các [[vạch quang phổ]] nhạy cảm với nhiệt độ sao và [[Hấp dẫn bề mặt|lực hấp dẫn bề mặt]], có liên quan đến độ sáng (trong khi ''phân loại của Harvard'' chỉ dựa trên nhiệt độ bề mặt). Sau đó, vào năm 1953, sau một số sửa đổi đối với danh sách các ngôi sao tiêu chuẩn và tiêu chí phân loại, sơ đồ này được đặt tên là ''phân'' ''loại Morgan–Keenan'', hay ''MK'',<ref name="ref_MK">{{cite journal|last1=Morgan|first1=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|date=1973|title=Spectral Classification|url=https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1973_11/page/29|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=11|pages=29–50|bibcode=1973ARA&A..11...29M|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333}}</ref> vẫn được sử dụng cho đến ngày nay.

Vì bán kính của các [[sao khổng lồ]] lớn hơn nhiều so với các [[sao lùn]] trong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên trọng trường, và vì thế mật độ các khí cũng như áp suất, trên bề mặt của sao khổng lồ thấp hơn nhiều so với sao lùn.

Các khác biệt này hiển nhiên tạo thành các ''hiệu ứng chiếu sáng'', có ảnh hưởng đến cả bề rộng lẫn cường độ của các vạch quang phổ, làm chúng có thể đo được.
{| class="wikitable"
|+'''Lớp độ sáng''' Yerkes
!'''Lớp độ sáng'''
!Miêu tả
!Ví dụ
|-
|0 hoặc Ia<sup>+</sup>
|[[Sao cực siêu khổng lồ]] hoặc [[sao siêu khổng lồ]] cực sáng
|[[Cygnus OB2-12|Cygnus OB2#12]] – B3-4Ia+<ref name="Caballero-Nieves">{{Cite journal|last1=Caballero-Nieves|first1=S. M.|last2=Nelan|first2=E. P.|last3=Gies|first3=D. R.|last4=Wallace|first4=D. J.|last5=DeGioia-Eastwood|first5=K.|author5-link=Kathy Eastwood|last6=Herrero|first6=A.|last7=Jao|first7=W.-C.|last8=Mason|first8=B. D.|last9=Massey|first9=P.|display-authors=5|date=February 2014|title=A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors|journal=The Astronomical Journal|volume=147|issue=2|at=40|arxiv=1311.5087|bibcode=2014AJ....147...40C|doi=10.1088/0004-6256/147/2/40|last10=Moffat|first10=A. F. J.|last11=Walborn|first11=N. R.|s2cid=22036552}}</ref>
|-
|Ia
|Sao siêu khổng lồ sáng
|[[Eta Canis Majoris]] – B5Ia<ref name="Prinja">{{Cite journal|last1=Prinja|first1=R. K.|last2=Massa|first2=D. L.|date=October 2010|title=Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=521|at=L55|arxiv=1007.2744|bibcode=2010A&A...521L..55P|doi=10.1051/0004-6361/201015252|s2cid=59151633}}</ref>
|-
|Iab
|Sao siêu khổng lồ sáng kích thước trung bình
|[[Gamma Cygni]] – F8Iab<ref name="GrayDF">{{Cite journal|last1=Gray|first1=David F.|date=November 2010|title=Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg|journal=The Astronomical Journal|volume=140|issue=5|pages=1329–1336|bibcode=2010AJ....140.1329G|doi=10.1088/0004-6256/140/5/1329|doi-access=free}}</ref>
|-
|Ib
|Sao siêu khổng lồ ít sáng
|[[Zeta Persei]] – B1Ib<ref name="Nazé">{{Cite journal|last1=Nazé|first1=Y.|date=November 2009|title=Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=506|issue=2|pages=1055–1064|arxiv=0908.1461|bibcode=2009A&A...506.1055N|doi=10.1051/0004-6361/200912659|s2cid=17317459}}</ref>
|-
|II
|[[Sao khổng lồ sáng]]
|[[Beta Leporis]] – G0II<ref name="Lyubimkov">{{Cite journal|last1=Lyubimkov|first1=Leonid S.|last2=Lambert|first2=David L.|last3=Rostopchin|first3=Sergey I.|last4=Rachkovskaya|first4=Tamara M.|last5=Poklad|first5=Dmitry B.|date=February 2010|title=Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=402|issue=2|pages=1369–1379|arxiv=0911.1335|bibcode=2010MNRAS.402.1369L|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x|s2cid=119096173}}</ref>
|-
|III
|[[Sao khổng lồ]] bình thường
|[[Arcturus]] – K0III<ref name="GrayRO">{{Cite journal|last1=Gray|first1=R. O.|last2=Corbally|first2=C. J.|last3=Garrison|first3=R. F.|last4=McFadden|first4=M. T.|last5=Robinson|first5=P. E.|date=October 2003|title=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-10_126_4/page/2048|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=4|pages=2048–2059|arxiv=astro-ph/0308182|bibcode=2003AJ....126.2048G|doi=10.1086/378365|s2cid=119417105}}</ref>
|-
|IV
|[[Sao gần mức khổng lồ]]
|[[Gamma Cassiopeiae]] – B0.5IVpe<ref name="Shenavrin">{{Cite journal|last1=Shenavrin|first1=V. I.|last2=Taranova|first2=O. G.|last3=Nadzhip|first3=A. E.|date=January 2011|title=Search for and study of hot circumstellar dust envelopes|journal=Astronomy Reports|volume=55|issue=1|pages=31–81|bibcode=2011ARep...55...31S|doi=10.1134/S1063772911010070|s2cid=122700080}}</ref>
|-
|V
|Sao dãy chính ([[sao lùn]])
|[[Achernar]] – B6Vep<ref name="Nazé" />
|-
|sd (''prefix'') hoặc VI
|[[Subdwarf]]
|[[HD 149382]] – sdB5 ''or'' B5VI<ref name="Cenarro">{{Cite journal|last1=Cenarro|first1=A. J.|last2=Peletier|first2=R. F.|last3=Sanchez-Blazquez|first3=P.|last4=Selam|first4=S. O.|last5=Toloba|first5=E.|last6=Cardiel|first6=N.|last7=Falcon-Barroso|first7=J.|last8=Gorgas|first8=J.|last9=Jimenez-Vicente|first9=J.|date=January 2007|title=Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=374|issue=2|pages=664–690|arxiv=astro-ph/0611618|bibcode=2007MNRAS.374..664C|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x|last10=Vazdekis|first10=A.|s2cid=119428437}}</ref>
|-
|D (''prefix'') hoặc VII
|[[Sao lùn trắng]]<ref group="lower-alpha">Về mặt kỹ thuật, các sao lùn trắng không còn là những ngôi sao "sống" mà là tàn tích "chết" của những ngôi sao. Phân loại này sử dụng một tập hợp các loại quang phổ khác với các ngôi sao "sống" đang đốt nguyên tố.</ref>
|[[van Maanen 2]] – DZ8<ref name="Sion">{{cite journal|last1=Sion|first1=Edward M.|last2=Holberg|first2=J. B.|last3=Oswalt|first3=Terry D.|last4=McCook|first4=George P.|last5=Wasatonic|first5=Richard|date=December 2009|title=The White Dwarfs Within 20&nbsp;Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics|journal=[[The Astronomical Journal]]|volume=138|issue=6|pages=1681–1689|arxiv=0910.1288|bibcode=2009AJ....138.1681S|doi=10.1088/0004-6256/138/6/1681|s2cid=119284418}}</ref>
|}

== Các dạng quang phổ ==
{{Chú thích trong đoạn}}

=== Lớp O ===
Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và sáng, về màu sắc rất gần với màu xanh. [[Naos]] (Zeta Puppis, trong chòm sao [[Thuyền Vĩ]]) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có các vạch quang phổ [[heli]] ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hydro yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn [[bức xạ điện từ|bức xạ]] trong dạng tia [[tử ngoại]].<gallery>
Tập tin:Ngc2024 2mass.jpg|[[Hệ sao|Hệ ba sao]] [[Zeta Orionis]] phía dưới, bên phải, cạnh [[tinh vân Ngọn Lửa]].
Tập tin:Zeta Puppis.png|[[Sao khổng lồ xanh]] [[Naos|Zeta Puppis]], lớp O5Ia.
</gallery>

=== Lớp B ===
Các sao lớp B rất sáng, [[Rigel]] (trong chòm sao [[Lạp Hộ]]) là [[sao siêu khổng lồ xanh]] thuộc lớp B. Quang phổ của chúng có các vạch heli trung hòa và các vạch hydro vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp. Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì không đủ thời gian. Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các [[đám mây phân tử]] khổng lồ. Liên kết Orion OB1 là nguyên một [[nhánh xoắn ốc]] thuộc về [[Ngân Hà]] (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưng thực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao [[Lạp Hộ]].<gallery>
Tập tin:Rigel sun comparison.png|[[Siêu sao khổng lồ xanh]] lớp B, [[Rigel]].
Tập tin:Avior.png|Epsilon Carinae b, 1 ví dụ về các [[sao dãy chính loại B]].
</gallery>

=== Lớp A ===
Sao lớp A là loại sao phổ biến trong số các sao có thể quan sát bằng mắt thường. [[Sao Thiên Tân]] (Deneb) trong chòm sao [[Thiên Nga (chòm sao)|Thiên Nga]] là một sao có hoạt động mạnh, trong khi [[Sao Thiên Lang]] (Sirius) trong chòm sao [[Đại Khuyển]] cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh bằng. Các sao lớp A có màu trắng. Rất nhiều [[sao lùn trắng]] cũng thuộc lớp A. Chúng có các vạch quang phổ hydro đậm và của các ion kim loại.<gallery>
Tập tin:Sirius A and B Hubble photo.jpg|Sao lùn trắng Sirius A có quang phổ A1V và sao lùn trắng Sirius B nhỏ hơn, phía dưới, bên trái.
Tập tin:Deneb Sun comparison.svg|[[Sao Thiên Tân]] to gấp 200–300 lần Mặt Trời.
Tập tin:Size Vega.png|[[Sao Chức Nữ]] (Vega) và Mặt Trời.
Tập tin:ALMA Explores Fomalhaut’s Debris Disc.jpg|Ảnh của [[Fomalhaut]] và đĩa sao xung quanh nó.
</gallery>

=== Lớp F ===
Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xu hướng là sao [[dãy chính]], chẳng hạn như [[Beta Virginis]] trong chòm sao [[Xử Nữ (chòm sao)|Xử Nữ]]. Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hydro yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ.<gallery>
Tập tin:Canopus.jpg|[[Canopus]], ngôi sao sáng nhất trong chòm sao [[Thuyền Để]].
Tập tin:Position Alpha Cmi.png|[[Procyon]] A/B, ngôi sao sáng nhất trong chòm sao [[Tiểu Khuyển]].
Tập tin:Beta Virginis.jpeg|[[Beta Virginis]], ngôi sao sáng nhất trong chòm sao [[Xử Nữ (chòm sao)|Xử Nữ]].
</gallery>

=== Lớp G ===
Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do [[Mặt Trời]] thuộc lớp này. Chúng có quang phổ hydro yếu hơn lớp F nhưng cùng với các quang phổ ion kim loại, chúng còn có các quang phổ của kim loại trung hòa. Các sao siêu khổng lồ thông thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc M (đỏ) (chúng khó có khả năng thuộc về lớp G bởi vì đây là khu vực không ổn định cho các [[sao siêu khổng lồ]]).<gallery>
Tập tin:Alpha Centauri relative sizes.svg|Mặt Trời, Alpha Centauri A có quang phổ G2V và Alpha Centauri B.
Tập tin:Sun920607.jpg|Mặt Trời.
Tập tin:Compare sun tau ceti.png|Mặt Trời (bên trái) và [[Tau Ceti]].
Tập tin:Rho Cassiopeia Size the sun.png|[[Mặt Trời]] và [[Rho Cassiopeiae]], một [[siêu sao khổng lồ vàng]] trong chòm sao [[Tiên Hậu]].
</gallery>

=== Lớp K ===
Các sao lớp K là các sao màu da cam, có nhiệt độ thấp hơn Mặt Trời một chút. Một số sao lớp K là [[sao khổng lồ]] và [[Sao siêu khổng lồ|siêu khổng lồ]], chẳng hạn như [[sao Đại Giác]] (Arcturus) trong khi một số khác như [[Alpha Centauri]] B là sao thuộc dãy chính. Chúng có vạch quang phổ hydro cực yếu (nếu như có), và chủ yếu là của các kim loại trung hòa.<gallery perrow="3">
Tập tin:Size epsilon eridani.png|Sao [[Epsilon Eridani]] (trái) và Mặt Trời (phải).
Tập tin:Aldebaran-Sun comparison-en.svg|Sao [[Aldebaran]] và Mặt Trời.
</gallery>

=== Lớp M ===
Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao. Mọi sao lùn đỏ nằm ở đây và chúng có rất nhiều; hơn 90% sao là các [[sao lùn đỏ]], chẳng hạn như [[Cận Tinh|Proxima Centauri]]. Một số sao khổng lồ và siêu khổng lồ như [[Antares]] và [[Betelgeuse]], hay các sao đổi màu [[Mira (sao)|Mira]] thuộc về lớp này. Quang phổ của sao lớp M thuộc về các [[phân tử]] và kim loại trung hòa nhưng thông thường không có hydro. [[Titan dioxide|Titan oxide]] có thể rất nhiều trong các sao lớp M. Sự mờ của màu đỏ làm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự. Khi có một vật thể có độ nóng tương tự như các sao này, chẳng hạn như [[đèn halogen]] (3.000 K) được đặt cách vài [[kilômét]], nó cũng sẽ xuất hiện đối với người quan sát như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này.<gallery>
Tập tin:Betelgeuse at 68,842 AU.jpg|Sao [[Betelgeuse]] cách [[Trái Đất]] 40.523.760 [[đơn vị thiên văn]].
Tập tin:RedDwarfNASA.jpg|[[Sao lùn đỏ]] [[Teegarden's Star|Teegarden]] cách 12,6 [[năm ánh sáng]]
Tập tin:New shot of Proxima Centauri, our nearest neighbour.jpg|Hình ảnh của Proxima Centauri, một ngôi [[sao biến quang]] 
</gallery>

== Các loại quang phổ bổ sung ==

=== Lớp W: Wolf–Rayet ===
[[Tập_tin:M1-67_&_WR124.png|nhỏ|Hình ảnh của [[Kính viễn vọng không gian Hubble]] của tinh vân M1-67 và ngôi sao Wolf–Rayet [[WR 124]] ở trung tâm.]]
{{Main|Sao Wolf–Rayet}}Từng được coi là sao lớp O, các sao Wolf–Rayet thuộc lớp W hoặc WR, đáng chú ý vì quang phổ thiếu các vạch hydro. Thay vào đó quang phổ của chúng bị chi phối bởi các vạch phát xạ rộng của [[heli]], [[nitơ]], [[carbon]] và đôi khi là [[oxy]] bị [[ion hóa]] cao. Sao Wolf–Rayet phần lớn được cho là những [[sao siêu khổng lồ]] sắp chết với các lớp hydro của chúng bị [[gió sao]] thổi bay, do đó trực tiếp làm lộ lớp vỏ heli nóng của chúng. Lớp W được chia thành các lớp con theo cường độ tương đối của các vạch phát xạ nitơ và carbon trong quang phổ của chúng (và các lớp ngoài).<ref name="WR">{{cite journal|last1=Crowther|first1=Paul A.|year=2007|title=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars|journal=Annual Review of Astronomy & Astrophysics|volume=45|issue=1|pages=177–219|arxiv=astro-ph/0610356|bibcode=2007ARA&A..45..177C|doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615|s2cid=1076292}}</ref>

=== Các lớp sao lùn đỏ và sao lùn nâu lạnh ===
[[Tập_tin:L-dwarf-nasa-hurt.png|nhỏ|Minh họa về sao lùn loại L.]]
{{main|Sao lùn đỏ|Sao lùn nâu}}Các lớp quang phổ mới L, T và Y được đưa ra để phân loại quang phổ hồng ngoại của các ngôi sao lạnh, bao gồm cả [[sao lùn đỏ]] và [[sao lùn nâu]] rất mờ nhạt trong [[phổ nhìn thấy được]].<ref>{{cite journal|last1=Kirkpatrick|first1=J. D.|year=2008|title=Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs|journal=14th Cambridge Workshop on Cool Stars|volume=384|pages=85|arxiv=0704.1522|bibcode=2008ASPC..384...85K}}</ref>

==== Lớp L ====
Một số sao lùn lớp L có khối lượng đủ lớn để hỗ trợ [[Phản ứng tổng hợp hạt nhân|phản ứng tổng hợp hydro]] và do đó là sao, nhưng hầu hết có khối lượng dưới sao và do đó là sao lùn nâu. Chúng có màu đỏ rất sẫm và sáng nhất trong [[tia hồng ngoại]]. Bầu khí quyển của chúng đủ lạnh để cho phép các [[hydride]] và [[kim loại kiềm]] nổi bật trong quang phổ của chúng.<ref name="kirk_ARAA">{{cite journal|last1=Kirkpatrick|first1=J. Davy|last2=Reid|first2=I. Neill|last3=Liebert|first3=James|last4=Cutri|first4=Roc M.|last5=Nelson|first5=Brant|last6=Beichman|first6=Charles A.|last7=Dahn|first7=Conard C.|last8=Monet|first8=David G.|last9=Gizis|first9=John E.|date=10 July 1999|title=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1999-07-10_519_2/page/802|journal=The Astrophysical Journal|volume=519|issue=2|pages=802–833|bibcode=1999ApJ...519..802K|doi=10.1086/307414|doi-access=free|first10=Michael F.|last10=Skrutskie}}</ref><ref name="kirk_ApJ">{{cite journal|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|date=2005|title=New Spectral Types L and T|url=https://semanticscholar.org/paper/6bd098908758ed1578d4a393c2654208043a767a|journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]|volume=43|issue=1|pages=195–246|bibcode=2005ARA&A..43..195K|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017|s2cid=122318616}}</ref><ref>{{Cite journal|last1=Kirkpatrick|first1=J. Davy|last2=Barman|first2=Travis S.|last3=Burgasser|first3=Adam J.|last4=McGovern|first4=Mark R.|last5=McLean|first5=Ian S.|last6=Tinney|first6=Christopher G.|last7=Lowrance|first7=Patrick J.|year=2006|title=Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823−4633574|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2006-03-10_639_2/page/1120|journal=The Astrophysical Journal|volume=639|issue=2|pages=1120–1128|arxiv=astro-ph/0511462|bibcode=2006ApJ...639.1120K|doi=10.1086/499622|s2cid=13075577}}</ref>

==== Lớp T: sao lùn methan ====
[[Tập_tin:T-dwarf-nasa-hurt.png|nhỏ|Minh họa về sao lùn loại T.]]
Sao lùn lớp T là những sao lùn nâu lạnh có nhiệt độ bề mặt trong khoảng từ {{cvt|550|and|1300|K|C F}}. [[Methan]] nổi bật trong quang phổ của chúng.<ref name="kirk_ARAA" /><ref name="kirk_ApJ" />

==== Lớp Y ====
{{See also|Sub-brown dwarf|Phó sao}}
[[Tập_tin:WISE_1828+2650_Brown_dwarf.jpg|nhỏ|Minh họa về sao lùn loại Y.]]
Các sao lùn nâu thuộc lớp quang phổ Y lạnh hơn so với các ngôi sao thuộc lớp quang phổ T. Tính đến tháng 8 năm 2013, có tổng cộng 17 vật thể được xếp vào lớp Y.<ref>{{cite journal|last1=Kirkpatrick|first1=J. Davy|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Beichman|first4=Charles A.|last5=Tinney|first5=C. G.|last6=Faherty|first6=Jacqueline K.|author6-link=Jackie Faherty|last7=Schneider|first7=Adam|last8=Mace|first8=Gregory N.|year=2013|title=Discovery of the Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5|journal=The Astrophysical Journal|volume=776|issue=2|pages=128|arxiv=1308.5372|bibcode=2013ApJ...776..128K|doi=10.1088/0004-637X/776/2/128|s2cid=6230841}}</ref> Mặc dù những ngôi sao lùn như vậy đã được lập mô hình<ref>{{cite journal|last1=Deacon|first1=N. R.|last2=Hambly|first2=N. C.|year=2006|title=Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=371|pages=1722–1730|arxiv=astro-ph/0607305|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x|s2cid=14081778}}</ref> và được phát hiện trong phạm vi 40 năm ánh sáng bởi [[Vệ tinh Thăm dò Khảo sát Hồng ngoại Phạm vi rộng]] (WISE)<ref name="nasa1010">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|title=Discovered: Stars as Cool as the Human Body &#124; Science Mission Directorate|website=science.nasa.gov|ngày truy cập=2023-03-03|archive-date=2011-10-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20111007124027/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|url-status=dead}}</ref><ref name="stars-cooler-than-body">{{cite web|url=http://ca.news.yahoo.com/blogs/technology-blog/nasa-spots-chilled-stars-cooler-human-body-004551421.html|title=NASA spots chilled-out stars cooler than the human body &#124; Technology News Blog – Yahoo! News Canada|last=Wehner|first=Mike|date=24 August 2011|publisher=Ca.news.yahoo.com|access-date=22 May 2012}}</ref><ref name="cool-y-dwarf">{{Cite magazine|last=Venton|first=Danielle|date=23 August 2011|title=NASA Satellite Finds Coldest, Darkest Stars Yet|url=https://www.wired.com/2011/08/y-dwarf-stars/|via=www.wired.com|magazine=Wired}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110823.html|title=NASA - NASA'S Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars|website=www.nasa.gov|ngày truy cập=2023-03-03|archive-date=2021-02-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20210214132907/https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110823.html|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite journal|last1=Zuckerman|first1=B.|last2=Song|first2=I.|year=2009|title=The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=493|issue=3|pages=1149–1154|arxiv=0811.0429|bibcode=2009A&A...493.1149Z|doi=10.1051/0004-6361:200810038|s2cid=18147550}}</ref> vẫn chưa có dãy quang phổ được xác định rõ ràng và chưa có [[nguyên mẫu]]. Tuy nhiên, một số vật thể đã được đề xuất là các lớp quang phổ Y0, Y1 và Y2.<ref name="ydwarfsurvey">{{cite journal|last1=Dupuy|first1=T. J.|last2=Kraus|first2=A. L.|year=2013|title=Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects|url=https://archive.org/details/sim_science_2013-09-27_341_6153/page/1492|journal=Science|volume=341|issue=6153|pages=1492–5|arxiv=1309.1422|bibcode=2013Sci...341.1492D|doi=10.1126/science.1241917|pmid=24009359|s2cid=30379513}}</ref>

==== Lớp C: sao carbon ====
{{Main|Sao carbon}}
Ban đầu được phân loại là sao R và N, chúng còn được gọi là ''sao carbon''. Đây là những [[sao khổng lồ đỏ]] gần cuối đời, trong đó có lượng carbon dư thừa trong khí quyển.
==== Lớp S ====
{{Main|Sao loại S}}
Những sao lớp S giống với sao lớp M nhất có [[Spectral bands|dải hấp thụ]] [[Zirconium monoxide|ZrO]] mạnh tương tự như dải [[Titani(II) oxide|TiO]] của sao lớp M, trong khi những sao giống với sao carbon nhất có vạch [[natri]] D mạnh và dải [[Dicarbon|C<sub>2</sub>]] yếu.<ref>Keenan, P. C. (1954). ''Astrophysical Journal'', vol.&nbsp;120, p.&nbsp;484</ref>

Loại quang phổ này được tạo thành bởi chữ S và một số từ 0 đến 10. Con số này tương ứng với nhiệt độ của ngôi sao và xấp xỉ theo thang nhiệt độ được sử dụng cho những [[sao khổng lồ]] lớp M. Các loại phổ biến nhất là S3 đến S5. Ký hiệu phi tiêu chuẩn S10 chỉ được sử dụng cho sao [[Chi Cygni]] khi ở mức tối thiểu.

=== Phân loại sao lùn trắng ===
Lớp D (cho [[Vật chất suy biến#Các chất khí suy biến|các chất khí suy biến]]) là cách phân loại hiện đại được sử dụng cho các [[sao lùn trắng]]—những ngôi sao có khối lượng thấp không còn trải qua [[phản ứng tổng hợp hạt nhân]] nữa và đã co lại thành kích thước hành tinh, đang dần nguội đi. Lớp D được chia thành các loại quang phổ DA, DB, DC, DO, DQ, DX và DZ.

Các loại quang phổ sao lùn trắng:<ref name="sionspectra">{{cite journal |bibcode=1983ApJ...269..253S |title=A proposed new white dwarf spectral classification system |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1983-06-01_269_1/page/n256 |journal=Astrophysical Journal |volume=269 |pages=253 |last1=Sion |first1=E. M. |last2=Greenstein |first2=J. L. |last3=Landstreet |first3=J. D. |last4=Liebert |first4=James |last5=Shipman |first5=H. L. |last6=Wegner |first6=G. A. |year=1983 |doi=10.1086/161036}}</ref><ref>{{Cite journal |doi=10.1051/0004-6361:20041372 |title=The rate of period change in pulsating DB-white dwarf stars |year=2004 |last1=Córsico |first1=A. H. |last2=Althaus |first2=L. G. |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=428 |pages=159–170 |arxiv=astro-ph/0408237 |bibcode=2004A&A...428..159C|s2cid=14653913 }}</ref>
* DA – bầu khí quyển hoặc lớp ngoài giàu [[hydro]], được biểu thị bằng các [[vạch quang phổ]] hydro mạnh Balmer.
* DB – bầu khí quyển giàu [[heli]], được biểu thị bằng heli trung tính, [[Spectroscopic notation|He I]], các vạch quang phổ.
* DO – bầu khí quyển giàu heli, được biểu thị bằng heli bị ion hóa, [[Spectroscopic notation|He II]], các vạch quang phổ.
* DQ – bầu khí quyển giàu [[carbon]], được biểu thị bằng các vạch carbon nguyên tử hoặc phân tử.
* DZ – bầu khí quyển giàu [[Độ kim loại|kim loại]], được biểu thị bằng các vạch quang phổ kim loại (sự hợp nhất của các loại quang phổ sao lùn trắng đã lỗi thời, DG, DK và DM).
* DC – không có vạch quang phổ mạnh biểu thị một trong các loại trên.
* DX – các vạch quang phổ không đủ rõ ràng để xếp vào một trong các loại trên.

=== Quang phổ không phải sao: lớp P và Q ===
Cuối cùng, các lớp P và Q là các lớp quang phổ còn sót lại từ hệ thống do [[Annie Jump Cannon|Cannon]] phát triển cho ''[[Danh mục Henry Draper]]''. Đôi khi chúng được sử dụng cho một số vật thể không phải sao: Các thiên thể lớp P là các ngôi sao trong [[tinh vân hành tinh]] (điển hình là các sao lùn trắng trẻ hoặc [[sao khổng lồ]] lớp M nghèo hydro); các thiên thể lớp Q là [[tân tinh]].{{Cần dẫn nguồn}}

== Ghi chú ==
{{Ghi chú}}

== Tham khảo ==
{{tham khảo}}

== Liên kết ngoài ==
* http://www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060524052848/http://www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm |date = ngày 24 tháng 5 năm 2006}}
{{Sao}}

[[Thể loại:Sao|Phân loại]]
[[Thể loại:Thuật ngữ thiên văn học]]
[[Thể loại:Sao theo kiểu quang phổ]]
[[Thể loại:Sao theo độ sáng]]
[[Thể loại:Loại sao]]
[[Thể loại:Phân loại]]
[[Thể loại:Phân loại Hertzsprung-Russell]]