Csillagászati színképosztályozás forrásának megtekintése

{{kiemelt}}

[[Fájl:Spiritusflamme mit spektrum.png|thumb|right|200px|[[Spiritusz]]láng és spektruma]]
[[Fájl:Flametest--Na.swn.jpg|thumb|right|200px|Lángfestés nátrium-karbonáttal]]

A '''csillagászati színképosztályozás''' (szűkebb értelemben) a [[csillag]]ok vizsgálatának, fejlődésük [[modell (tudomány)|modellezésének]] fő módja a [[luminozitási osztály]]okba sorolásuk mellett. A színképosztályokba sorolás a spektrális tulajdonságaik alapján történik. Segítségével megbecsülhetjük a csillagok hőmérsékletét, a felszíni gravitációjukat, különféle fémek gyakoriságát (a [[csillagász]]ok minden, a [[hidrogén]]nél és a [[hélium]]nál nehezebb elemet fémnek neveznek). A becslési eredmények összevethetők a kísérleti eredményekkel az elméletek helytállóságának ellenőrzésére, avagy új elméletek, modellek születhetnek belőlük. Emellett képet nyerhetünk a csillagok fejlődéséről is.

A csillagok [[Csillagászati színképelemzés|színképében]] többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a [[fény]]t kibocsátó [[fotoszféra]] fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. A csillagok külső régióiban található [[kémiai elem|elemek]] nyomvonalai úgy rakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, mint [[William Wollaston]] [[csillagászati színképelemzés|lángfestő kísérletében]], aki alkohol lángjába helyezett nátriumsót, majd elemezte a kontinuumra rakódó nátriumvonalakat.

A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd megpróbálták ezeket a kémiai elemek laboratóriumokban kapott emissziós vonalaival azonosítani. E módszer különösen eredményes volt a napkutatásban: így fedezte fel [[1868]]-ban [[Pierre Jules César Janssen|Pierre Janssen]] és Sir [[Joseph Lockyer]] egymástól függetlenül a [[Föld]]ön addig ki nem mutatott héliumot (''Héliosz'': Nap, görögül) a [[Nap]] légkörében. A kémiai analízis új módja lehetővé tette egyrészt a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-a [[hidrogén]] és [[hélium]], a maradék 1% főleg [[szén|C]], [[nitrogén|N]] és [[oxigén|O]]), másrészt a csillagok színképosztályokba sorolását (latin eredetű kifejezéssel: ''spektrálklasszifikációt'').

== Az első színképosztályozási rendszer ==
A színképek osztályozásának rendszerét [[Pietro Angelo Secchi]] dolgozta ki [[1863]]-ban, és a csillagok 3 csoportját különböztette meg felszíni hőmérsékletük csökkenő sorrendjében. A ma használatos, Harvard-féle rendszer [[Edward Charles Pickering]], [[Alain Maury]] és [[Annie Jump Cannon]] eredményeképpen ezt bővítette ki az [[1900-as évek]]ben. Az osztályozás tulajdonképpen empirikus: minden színképosztályhoz rendel valamilyen felületi hőmérsékletet és az [[abszorpciós spektrumvonal]]ak egy készletét. A felületi hőmérséklet csökkenő sorrendjében a csillagokat 7 fő- (O, B, A, F, G, K, M) és 3 mellékosztályba (R, N, S) soroljuk. Az O típusúak a forró kék, az M típusúak pedig a hideg, vörös csillagok. Később, a finomabb besorolás kedvéért, a színképosztályokon belül még 0-tól 9-ig alosztályokat is bevezettek. Ez alól kivétel az O típus, ahol az osztályozás O5-tel kezdődik. [[Henry Draper]] katalógusa szerint a 8 [[magnitúdó]]nál fényesebb csillagok 99,78%-a az O, B, A, F, G, K, M 0 típusok valamelyikébe tartozik (ezen belül 17% O típusú). Az R, N, S színképosztályba mindössze a csillagok 0,05%-át sorolják. Ez a sorrend összhangban van a csillagok színképében található legfontosabb színképvonalak intenzitásaival:

* a hidrogén [[Balmer-sorozat]]a
* az ionizált hélium és az ionizált vas vonalai
* a kálium abszorpciós vonala (393,3&nbsp;nm)
* az ún. G-sáv (CH-molekula)
* a semleges kalcium 422,7&nbsp;nm-es vonala
* 431&nbsp;nm körüli fémvonalak
* A TiO molekula sávjai

Példaként felsoroljuk a [[fősorozat]]ba tartozó csillagok különböző színképosztályainak fizikai adatait (a [[Hertzsprung-Russell diagram|HRD]] alapján). A római számok a csillag színképére jellemző atomok ionizációs állapotaira utalnak; I: semleges atom, II: egyszeresen ionizált, III: kétszeresen ionizált atom.
{| {{széptáblázat}} cellpadding="2" cellspacing="0" align="center" style="margin: 0 0 1em 1em; background:white"
!Osztály
!Hőmérséklet (K)
!A csillag színe
!Spektrális jellemzők
!Tömeg
!Sugár
!Luminozitás
!Példa
|- style="background:#9bb0ff;"
|align="center"|'''O'''
|[[1 E4 K|30&nbsp;000 – 50&nbsp;000]]
|Kék
|erős [[hélium|He I]] és [[hélium|He II]] abszorpciós vonalak
|60
|15
|1&nbsp;400&nbsp;000
|[[Epszilon Orionis|ε Orionis]], [[Mintaka]], [[Zéta Puppis|ζ Puppis]]
|- style="background:#aabfff;"
|align="center"|'''B'''
|[[1 E4 K|10&nbsp;000 – 30&nbsp;000]]
|Kék
|[[hidrogén|H I]] (Balmer-sorozat), [[hélium|He I]] abszorpciós vonalak
|18
|7
|20&nbsp;000
|[[Rigel]], [[Spica]]
|- style="background:#cad7ff;"
|align="center"|'''A'''
|[[1 E3 K|7500 – 10&nbsp;000]]
|Kékes-fehér
|erős [[hidrogén|H]] (Balmer) vonalak, ionizált [[fém]]vonalak ([[Kálium|K]], [[kalcium|Ca II]])
|3,2
|2,5
|80
|[[Szíriusz (csillag)|Szíriusz]], [[Vega]], [[Deneb]]
|- style="background:#f8f7ff;"
|align="center"|'''F'''
|[[1 E3 K|6000 – 7500]]
|Sárgás-fehér
|Balmer-sorozat, semleges és ionizált fémvonalak ([[vas|Fe I]], [[vas|Fe II]], <br />[[Titán (elem)|Ti II]], [[kalcium|Ca I]], [[kalcium|Ca II]], [[magnézium|Mg I]])
|1,7
|1,3
|6
|[[Canopus (csillag)|Canopus]], [[Procyon (csillag)|Procyon]]
|- style="background:#fff4ea;"
|align="center"|'''G'''
|[[1 E3 K|5000 – 6000]]
|Sárga
|Itt a legerősebbek a [[hidrogén|H]] és [[Kálium|K]] vonalak, előfordulnak [[kalcium|Ca II]] (H és K) és [[vas|Fe I]] vonalak is
|1,1
|1,1
|1,2
|[[Nap]], [[Capella (csillag)|Capella]]
|- style="background:#FFEECC;"
|align="center"|'''K'''
|[[1 E3 K|3500 – 5000]]
|Narancs-sárga
|erős [[Kálium|K]] és [[kalcium|Ca II]] (H és K) vonalak, [[vas|Fe]], [[Titán (elem)|Ti]] vonalak, [[cián|CN]] [[szén-monoxid|CO]] és TiO sávok
|0,8
|0,9
|0,4
|[[Arcturus]], [[Aldebaran]], [[Alfa Centauri|α Centauri]], [[Antares]]
|- style="background:#ffd2a1;"
|align="center"|'''M'''
|[[1 E3 K|2000 – 3500]]
|Narancs-vörös
|dominálnak az abszorpciós molekulavonalak (főleg TiO) és a semleges fémvonalak
|0,3
|0,4
|0,04
|[[Betelgeuze]], [[Barnard csillag]]
|- style="background:#FFBBAA;"
|align="center"|'''R'''
|[[1 E3 K|3500 – 5400]]
|Vörös-infravörös
|C<sub>2</sub>, [[cián|CN]] és CH molekulák sávjai
|
|
|
|[[S Camelopardalis]], [[RU Virginis]]
|- style="background:#FFBBAA;"
|align="center"|'''N'''
|[[1 E3 K|1900 – 3500]]
|Infravörös
|C<sub>2</sub> és [[metán|CH<sub>4</sub>]] molekulák sávjai
|
|
|
|[[R Leporis]], [[Y Canum Venaticorum]], [[U Hydrae]]
|- style="background:#FFBBAA;"
|align="center"|'''S'''
|[[1 E3 K|2000 – 3500]]
|Infravörös
|[[cirkónium|Zr]], [[ittrium|Y]], [[bárium|Ba]], [[lantán|La]], TiO, ScO, VO, ZrO, és YO vonalak
|
|
|
|[[T Camelopardalis]], [[U Cassiopeiae]]
|-
|}
A színképosztályok sorrendjét az alábbi segítő mondatokkal ([[mnemonik]]okkal) jegyezhetjük meg.
:„'''[[O]]'''ly '''[[B]]'''arátságos '''[[A]]''' '''<span style="color: FFFF00;">F</span>'''énylő '''<span style="color: FFEECC;">G</span>'''öncölszekér, '''<span style="color: FFBBAA;">K</span>'''eresd '''<span style="color: f8f7ff;">M</span>'''eg.”
:„'''[[O]]'''rosz '''[[B]]'''arátom '''[[A]]'''zt '''<span style="color: FFFF00;">F</span>'''elelte, '''<span style="color: FFEECC;">G</span>'''épek '''<span style="color: FFBBAA;">K</span>'''észítenek '''<span style="color: f8f7ff;">M</span>'''indent ['''<span style="color: ffd2a1;">R</span>'''ám '''<span style="color: ffd2a1;">N</span>'''e '''<span style="color: ffd2a1;">S</span>'''zámíts].”

Angolul:
:„'''[[O]]'''h, '''[[B]]'''e '''[[A]]''' '''<span style="color:  FFFF00;">F</span>'''ine '''<span style="color: FFEECC;">G</span>'''irl, '''<span style="color:  FFBBAA;">K</span>'''iss '''<span style="color: f8f7ff;">M</span>'''e.” (legismertebb)
:„'''[[O]]'''ptical '''[[B]]'''inary '''[[A]]'''ffairs '''<span style="color:  FFFF00;">F</span>'''undamentally '''<span style="color: FFEECC;">G</span>'''enerate '''<span style="color:  FFBBAA;">K</span>'''eplerian '''<span style="color: f8f7ff;">M</span>'''arriages.”
:„'''[[O]]'''ut '''[[B]]'''eyond '''[[A]]'''ndromeda '''<span style="color:  FFFF00;">F</span>'''iery '''<span style="color: FFEECC;">G</span>'''ases '''<span style="color:  FFBBAA;">K</span>'''eep '''<span style="color: f8f7ff;">M</span>'''aking '''<span style="color: ffd2a1;">R</span>'''eally '''<span style="color: ffd2a1;">N</span>'''ifty '''<span style="color: ffd2a1;">S</span>'''tars.”

=== O színképtípusú csillagok ===
{{bővebben|O színképtípusú csillag}}
A csillagok színképosztályozásában az O típusú csillagok felszíni hőmérséklete a legmagasabb: 25–40&nbsp;000&nbsp;K. Sugárzási maximumuk az [[ultraibolya]] tartományba esik, a látható színképtartományban megfigyelve kék színűek. Az O színképtípusnak (kivételesen) 5 alosztálya van; a számozás O5-től O9-ig tart, ahol O5 az osztályon belüli legforróbb csillagokat jelöli. Domináns vonalak: a semleges hélium (O5-től O9-ig erősödik), az egyszeresen ionizált hélium, a kétszeresen ionizált nitrogén, a kétszeresen ionizált oxigén, a kétszeresen ionizált szén és a háromszorosan ionizált szilícium. Feltűnők a hidrogén Balmer-vonalai, habár a késői alosztályoknál nem olyan erősek. Mivel ezek a csillagok különösen forrók, ezért egyes vonalaik emissziósnak mutatkoznak. (Az erős ultraibolya sugárzásuk ionizálja a légkörük külső rétegeit.) A legritkábban ez a színképosztály fordul elő a [[fősorozat]]i csillagoknál. Ennek az a magyarázata, hogy a fősorozatot gyorsan elhagyják, a rövid élettartamuk miatt. A fősorozati csillagok 0,00003125%-a tartozik ebbe az osztályba – ilyen csillagok például a [[Zeta Puppis|ζ Puppis]], a [[Lambda Orionis|λ Orionis]] és a [[Trapéz-csillagok]] az [[Orion-köd]]ben. A lenti ábrán egy O5 V spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:O5v-spectre.png|center|thumb|700px|Egy O5v spektráltípusú csillag színképe]]

=== B színképtípusú csillagok ===
{{bővebben|B színképtípusú csillag}}
Felszíni hőmérsékletük 12 300–25 000&nbsp;K közötti, színük kékesfehér. Dominánsak a hidrogén Balmer-sorozatának vonalai, ezek a B0 alosztálytól a B9-ig erősödnek. Megjelennek a semleges hélium vonalai; ezek a B2 típusban a legerősebbek. Előfordulnak ionizált fémvonalak: [[magnézium|Mg]] II és [[szilícium|Si]] II. Az ionizált oxigén- és szénatomok vonalai a B3 típusnál erősödnek. Ezen csillagok – O típusú csillagokkal alkotott – halmazait OB-asszociációnak nevezzük. A fősorozat csillagainak nagyjából 0,13% tartozik ebbe a színképosztályba, ilyenek például a [[Rigel]], a [[Bellatrix]], a [[Spica]], az [[Orion csillagkép]] övcsillagai és a [[Messier 45|Pleiadok]] [[nyílthalmaz]] fényesebb csillagai. Az alábbi ábrán egy B2 II spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:B2ii-spectra.png|thumb|center|700px]]

=== A színképtípusú csillagok ===
{{bővebben|A színképtípusú csillag}}
Az A típusú csillagok felszíni hőmérséklete 7900–10 000&nbsp;K, színük fehér. Spektrumukban erőteljesek a [[hidrogén]] Balmer-vonalai (legerősebbek az A0 típusnál) és az ionizált fémvonalak: [[vas|Fe]] II, [[magnézium|Mg]] II, [[szilícium|Si]] II (legerősebbek az A5 típusnál). Gyengébbek a [[hélium]] és a [[kalcium]] vonalai. A fősorozati csillagok 0,63%-a ebbe az osztályba sorolható, ilyenek például a [[Vega]], a [[Deneb]] és a [[Szíriusz (csillag)|Szíriusz]]. Az alábbi ábrán egy A2 I spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:A2i-spectrum.star.png|thumb|center|700px]]

=== F típusú csillagok ===
{{bővebben|F színképtípusú csillag}}
Felszíni hőmérsékletük 6000 és 7500&nbsp;K közötti. Színképükben gyenge (F0-tól F9-ig gyengülő) hidrogénvonalak mellett a [[vas|Fe]] és a [[króm|Cr]] egyszeresen ionizált (F0-tól F9-ig erősödő) fémvonalait láthatjuk. A legerősebbek a kalcium H- és K-vonalai; e csillagok fehérek vagy sárgák. A fősorozat csillagainak 3,1%-a tartozik ebbe az osztályba – ilyen például a [[Canopus (csillag)|Canopus]] és a [[Procyon (csillag)|Procyon]]. Az alábbi ábrán egy F2 III spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:F2iii-spectrum.star.png|thumb|center|700px]]

=== G színképtípusú csillagok ===
{{bővebben|G színképtípusú csillag}}
Felszíni hőmérsékletük 5–6000&nbsp;K. Erről a színképosztályról tudunk a legtöbbet, mivel a mi Napunk is ebbe tartozik. A semleges hidrogén vonalai gyengülnek, a semleges fémek vonalai válnak a legerősebbeké. Az egyszeresen ionizált kalcium H- és K-vonala is látható. Rendkívül erős a G-sáv (valójában a [[szénhidrogén-gyök|CH]] és a Fe vonalainak csoportja). A fősorozat csillagainak 8%-a tartozik ide; a Nap mellett például a [[Tau Ceti|τ Ceti]] és a [[Capella (csillag)|Capella]]. Az alábbi ábrán egy G5 III spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:G5iii-spectrum.star.png|thumb|center|700px]]

=== K színképtípusú csillagok ===
{{bővebben|K színképtípusú csillag}}
Felületi hőmérsékletük 3000 és 5000&nbsp;K közötti, színük narancssárga. Néhány közülük óriás vagy [[vörös óriás]], de ide tartozik a fősorozat csillagainak 13%-a is ([[LeDrew]]). Bennük felerősödnek [[mangán|Mn]] I, [[vas|Fe]] I, [[szilícium|Si]] I semleges fémvonalai és a molekulasávok (főként TiO); a hidrogénvonalak már kevésbé jelentősek. Gyengülnek az ionizált fémek és az ionizált hidrogén vonalai. Ebbe az osztályba tartozik az [[Arcturus]], az [[Epszilon Eridani|ε Eridani]], az [[Alfa Centauri|α Centauri]] B és az [[Aldebaran]]. Az alábbi ábrán egy K4 III spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:K4iii-spectre.png|thumb|700px|center]]

=== M színképtípusú csillagok ===
{{bővebben|M színképtípusú csillag}}
Ez a csoport a Secchi-féle rendszer III. osztályának felel meg. Felszíni hőmérsékletük 2200–3500&nbsp;K közötti. Színképük abszorpciós (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH és H<sub>2</sub>) molekulasávokat és semleges fémvonalakat mutat. A fősorozat csillagainak több mint 78%-a ebbe az osztályba sorolható – ilyen csillagok például a [[Betelgeuze]] ([[óriáscsillag]]), a [[Barnard-csillag]] (törpe), a [[Gliese 581]] ([[vörös törpe]]), a LEHPM 2-59 <sup>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0610096]</sup> (szubtörpe) és a GSC 08047-00232 B jelű, késői M típusú [[barna törpe]]. <sup>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0412548]</sup>. A következő két ábrán egy M0 III illetve egy M6 V spektráltípusú csillag színképe látható.
[[Fájl:M0iii-spectre.png|thumb|700px|center]]
[[Fájl:M6v-spectre.png|thumb|700px|center]]

=== A mellékág csillagai ===
Az R, N és S típusú csillagok a vörös óriások mellékosztályai. A [[Hertzsprung-Russell diagram]] [[aszimptotikus óriáság]]án helyezkednek el; magjukban már nincs hidrogénfúzió, aktív zónájuk egy, a mag körüli héjba szorul ki. Magjuk gyakorlatilag forró, degenerált hélium. A héjban keletkező hélium egészen addig növeli a héliumból álló mag tömegét, amíg abban a nyomás el nem éri a [[magfúzió]]hoz szükséges értéket, és akkor beindul a héliumégés, miközben a mag külső rétege továbbra is hidrogént éget. A hélium égéséből szén és oxigén keletkezik, és ezek a csillag magjában gyűlnek össze. A magban a hélium fúziója addig folytatódik, amíg a hélium egy bizonyos része el nem fogy. A csillagok ezen kettős héj-égését aszimptotikus óriáság-fázisnak nevezzük. Ez a fázis a csillagok életében igen rövid, mivel a héliumfúzió – és vele a csillag ideiglenes stabilitása a kettős héjégés állapotában – nem tart sokáig.

==== R színképtípusú csillagok ====
A G és az N osztály közötti, átmeneti jellegűek. Felszíni hőmérsékletük 3000&nbsp;K alatti. Színképük hasonlít a K osztály csillagaiéhoz, de megfigyelhetőek bennük a K osztályra nem jellemző CN és CH [[ion]]ok sávjai.

==== N színképtípusú csillagok ====
Felszíni hőmérsékletük 2000&nbsp;K alatti. Az [[Angelo Secchi]] által bevezetett osztályozási rendszerben a IV. osztálynak felelnek meg. Színképük hasonlít a K osztály csillagaihoz, de a C<sub>2</sub> molekulasávok is feltűnnek bennük. Az R és N színképtípusú csillagokat korábban a színképükre jellemző szénmolekulák miatt egy osztályba sorolták; ez volt a C osztály ([[széncsillag]]ok). Később két különböző osztályra bontották, attól függően, hogy a színképsávjaikat milyen típusú szénmolekula okozza.<ref>[http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 Classification of Stellar Spectra: Some History]</ref>

==== S színképtípusú csillagok ====
Az M csillagok és a [[széncsillag]]ok közötti, átmeneti jellegűek.<ref>Philip C. Keenan 1954 Astrophysical Journal, vol. 120, p.484</ref> A Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszerben ezen színképosztály csillagainak felszíni hőmérséklete a legalacsonyabb (3000–2000&nbsp;K). Nevüket a belsejükben lejátszódó, ún. [[s-folyamat]]ról kapták, ugyanis ezekben a csillagokban nagy számban vannak jelen az s-folyamat végtermékei. Maga a folyamat egy szabad [[neutron]] befogása és az ezt kísérő [[béta-bomlás]] (a neutron egy [[proton]]ra és [[elektron]]ra bomlik), aminek következtében eggyel nagyobb rendszámú elem keletkezik. Az s-folyamat a vasnál nagyobb tömegszámú elemek kialakulásának egyik lehetséges mechanizmusa. Az ilyen csillagok színképében a [[titán-oxid]] (TiO), [[szkandium-oxid]]{{wd|Q418024}} (ScO) és [[vanádium-oxid]] (VO) kettős vonalain túl a [[cirkónium|Zr]], [[ittrium|Y]] és [[bárium|Ba]] vonalai is megtalálhatóak. Domináns még a neutrális [[technécium]] vonala és jelentős a LaO molekulasáv. Az S színképosztályba sorolt csillagok színképük alapján az M típusú csillagokhoz hasonlítanak, de spektrumukban igen jellegzetesek a ZrO, YO és LaO molekulasávok, valamint a [[cirkónium|Zr]], [[molibdén|Mo]], [[bárium|Ba]], [[technécium|Tc]] és egyes [[ritkaföldfém]]ek vonalai. Minden ismert S típusú csillag óriás vagy [[szuperóriás]] – ilyenek például az [[S Ursae Majoris]] és a [[HR 1105]] jelű csillag.

== Forró kék emissziós spektrumú csillagok osztályai ==
Néhány nagyon forró és kék csillag színképében a nitrogén és a szén emissziós vonalait láthatjuk. Ezek rendszerezésére a következő osztályokat állították fel:

'''W osztály'''. A W osztály a [[Wolf–Rayet-csillag]]okat (W-R csillagok) foglalja magában. Ezen csillagok leginkább az O típusúakhoz hasonlítanak. Színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominálnak, de láthatók benne a [[szén|C]], [[nitrogén|N]] és az [[oxigén|O]] abszorpciós vonalai is.<ref>[http://cfa-www.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/wrstars.html Wolf-Rayet stars: stellar classification]</ref> Felszíni hőmérsékletük 70&nbsp;000 K fölötti. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek olyan [[kettőscsillag|kettős rendszerek]] tagjai, amelyekben a kísérő „elszippantotta” a Wolf–Rayet-komponens külső rétegeit, ezért az észlelt színképben a normál [[csillagfelszín]] összetétele helyett a jóval fejlettebb belső részekét (C, N, O vonalak) figyelhetjük meg. A spektrum széles vonalai a csillagtól távolodó, sebes gázáramban keletkeznek. Színképük domináns spektrumvonalai alapján három alosztályba sorolhatóak: WC (széngazdagok, például a [[Gamma Velorum|γ Velorum]] A), WN (nitrogéngazdagok, például [[WR 124]]), WO (színképük emissziós szén-, nitrogén- és oxigénvonalakban gazdag, például WR93B). Mindhárom alosztályban megkülönböztetünk korai és késői típusokat, ezeket az alosztály utáni E, illetve L betűkkel jelöljük. Élettartamuk mindössze néhány millió év, [[luminozitás]]uk a Napénak 10<sup>5</sup>-szerese. Tömegük 20 [[naptömeg]]nél nagyobb, amiből gyorsan vesztenek a nagyon erős (2000&nbsp;km/s-nál nagyobb sebességű) csillagszél hatására. Amíg a mi [[Nap]]unk évente 10<sup>−14</sup> naptömegnyit veszít tömegéből, addig a Wolf–Rayet-csillagok esetében az évi tömegvesztés elérheti a 10<sup>−5</sup> naptömeget. Ezek a csillagok a nagy tömegű csillagok fejlődésének kulcsfontosságú állapotában tartanak: ez a [[szupernóva]] előtti (preszupernóva) fázis. A [[Tejútrendszer]]ben körülbelül 230, a [[Nagy Magellán-felhő]]ben 100, a [[Kis Magellán-felhő]]ben pedig 12 Wolf–Rayet-csillagot ismerünk. A Wolf–Rayet-csillagokat [[1867]]-ben egy francia [[csillagász]], [[Charles Wolf]] (Párizsi Obszervatórium) fedezte fel spektroszkópiai úton. A legjobban ismert (legkönnyebben látható) Wolf–Rayet-csillag a Gamma Velorum (γ Vel), ami egy 40°-os [[deklináció (csillagászat)|deklinációjú]] [[közeli fényes csillagok listája|fényes csillag]].
<br />Az '''OC, ON, BC, BN osztályok''' lényegében átmenetek a Wolf–Rayet-csillagok és a rendes forró csillagok O és B osztályai között. Az OC osztályba tartozik például a HD 152249, az ON-be a HD 105056, a BC-be a HD 2905 és BN-be a HD 163181 csillag.

'''OB osztály''' valójában nem egy színkép, hanem valamely ismeretlen, korai (minden bizonnyal O vagy B színképtípusú) csillagra utaló jelölés. Az OB csillagok rendkívül forróak és nagy tömegűek. Élettartamuk rövid, sugárzási maximumuk az ultraibolya tartományba esik. Sugárzásuk ionizálja az őket körülvevő [[óriás molekulafelhő]]ben ''(giant molecular cloud – GMC)'' lévő [[csillagközi gáz|csillagközi (intersztelláris) gázt]], amivel [[H II régió]]kat hoz létre. Az OB csillagokat [[B. Cameron Reed|Cameron Reed]] katalogizálta [[2003]]-ban.<ref>B. Cameron Reed (2003), CATALOG OF GALACTIC OB STARS, The Astronomical Journal, vol.125, p.2531–2533</ref>

== Hideg vörös és barna törpék osztályai ==
[[Fájl:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|right|thumb|300px|A kisebb objektum a ''Gliese 229B'' jelű barna törpe, ami a ''Gliese 229'' körül kering. A páros a [[Nyúl csillagkép]]ben található, 19 [[fényév]]nyire a [[Föld]]től. A bal oldali felvétel a Palomar Obszervatóriumban (San Diego) készült, a jobb oldali pedig a [[Hubble-űrtávcső]] felvétele.]]

{{bővebben|vörös törpe|barna törpe}}
Az L és T osztályok az infravörösben sugárzó hideg csillagokra vagy barna törpékre utalnak, amelyek a vizuális tartományban nagyon halványak.
=== L osztály ===
Felszíni hőmérsékletük 1300 és 2000&nbsp;K közötti. Tömegük gyakran nem éri el a 0,08 naptömeget, ezért [[barna törpe|barna törpék]], amelyekben nem indulhat be tartós [[termonukleáris fúzió]]. Elnevezésük onnan ered, hogy hidegebbek az M típusú csillagoknál. Az L típusú csillagok nem azonosak a [[lítiumtörpe|lítiumtörpékkel]], színképük nem tartalmaz lítiumot. Színük sötétvörös, sugárzási maximumuk az infravörös tartományba esik. Légkörük elég hideg ahhoz, hogy színképükben [[fémhidrid]]ek és [[alkáliföldfém]]ek színképvonalai ill. színképsávjai előforduljanak.<ref name="kirk_ARAA">
{{cite journal
 |last        = Kirkpatrick ''et al''
 |first       = J. Davy
 |title       = Dwarfs Cooler than M: the Ddefinition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)
 |journal     = [[Astrophysical Journal]]
 |volume      = 519
 |issue       = 2
 |pages       = 802–833
 |date        = 1999-07-10
 |publisher   = [[The University of Chicago Press]]
 |url         = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/front.html
 |id          = {{ISSN|0004-637X}}
 |accessdate  = 2007-05-19
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20070527182300/http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/front.html
 |archivedate = 2007-05-27
}}
</ref><ref name="kirk_ApJ">{{cite journal
 | last = Kirkpatrick | first = J. Davy
 | title = New Spectral Types L and T
 | journal = [[Annual Reviews]] of Astronomy and Astrophysics
 | volume = 43 | issue = 1 | pages = 195–246
 | year = 2005
 | publisher = [[Annual Reviews]]
 | url = http://arjournals.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.astro.42.053102.134017
 | id = {{ISSN|0066-4146}}}}
</ref>
Ezen csillagok egy része rendes csillag, más részük pedig törpecsillag vagy barna törpe. Ilyen csillagok például a [[VW Hyi]] – [[2MASSW J0746425+2000321]] kettős<sup>[http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/51/image/a]</sup>, amelynek A komponense egy L típusú törpecsillag, B komponense pedig egy L típusú barna törpe. L típusú rendes csillagra példa a [[V838 Monocerotis]].

=== T osztály ===
A T osztályba tartozó csillagok nagyon fiatalok és alacsony sűrűségűek. Többnyire csillagközi felhőkben fordulnak elő. [[barna törpe|Barna törpék]], színképük komplex molekulákat, főként erős metánabszorpciós sávokat mutat.<ref name="kirk_ARAA"/><ref name="kirk_ApJ"/> Prototípusuk az 1995-ben felfedezett Gliese 229B.<ref>{{hiv-web
| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/48/
| cím = Cassini Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf
| elérés = 20071121
| szerző = S. Kulkarni (Caltech)
| társszerzők = D.Golimowski (JHU)
| dátum = 19951129
| kiadó = HubbleSite.org NewsCenter
}}</ref> Jelenlegi ismereteink szerint ez a leghidegebb színképosztály: effektív felszíni hőmérsékletük 1700 és 1200&nbsp;K közötti. A [[2MASS]], az [[SDSS]] és az [[NTT deepfield]] égboltfelmérő programokban már több mint 2 tucat ilyen égitestet fedeztek fel. Ilyen típusú csillag például az [[Epszilon Indi|ε Indi]] Ba & ε Indi Bb, amely egy erős metánvonalakat mutató hideg barna törpekettős.

=== Y osztály ===
Az Y típusú csillagok sokkal hidegebbek, mint a T törpék. Ilyen égitesteket sokáig nem találtak, csak elméletileg modelleztek.<ref>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0607305 Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006]</ref> Az első ilyen objektum ([[CFBDS J005910.83-011401.3]]) felfedezését 2008 áprilisában jelentették be, [[felszíni hőmérséklet]]e mindössze 350&nbsp;°C, légkörében kimutatták a barna törpékre jellemző [[metán]] mellett a csak az [[óriásbolygó]]kra jellemző [[ammónia|ammóniát]] is.<ref>[http://hirek.csillagaszat.hu/kulonleges_csillagok/20080418-atmeneti-egitest-csillag-bolygo.html Az első Y törpe: átmeneti égitest a csillagok és bolygók között] {{Wayback|url=http://hirek.csillagaszat.hu/kulonleges_csillagok/20080418-atmeneti-egitest-csillag-bolygo.html |date=20080421234352 }} – [http://hirek.csillagaszat.hu/ Hírek.csillagászat.hu] {{Wayback|url=http://hirek.csillagaszat.hu/ |date=20100208181007 }}; Szulágyi Judit, 2008. április 18.</ref>

== A fehér törpék osztályozása ==
{{bővebben|Fehér törpe}}
A legtöbb csillag életének végső stádiuma a fehér törpe állapot. A csillagoknak ez a kihűlési fázisa akár évmilliárdokig is eltarthat, ezért ezen égitestek előfordulása gyakori. Egyes becslések szerint a tejútrendszerbeli számuk meghaladja a fősorozati csillagokét. Alosztályokba való besorolásuk éppen emiatt szükséges. A fehér törpék megkülönböztetésére a „D-színképosztályt” vezették be. A besorolás az „atmoszférájuk” összetétele szerint történik. Az elsődleges jellemzők alapján megkülönböztetünk DA, DB, DO, DC, DQ, DZ, és DX osztályokat, amelyeket az alábbi tulajdonságok jellemzik:
<br />'''DA''': színképükben csak a hidrogén Balmer-sorozata figyelhető meg, annak ellenére, hogy hőmérsékletük alapján látni kellene fémek ([[kalcium]], [[magnézium]], [[vas]]) vonalait is. Semleges héliumvonalak nem jellemzőek.
<br />'''DB''': színképük alapján „atmoszférájuk” héliumban gazdag, a spektrumban a semleges hélium (hélium I) vonalai találhatóak meg. Hidrogén- és fémvonalakat nem mutat. Ez arra utal, hogy a fejlődésük végső fázisában vannak. Ebbe az alosztályba sorolható a [[Szíriusz B]] csillag.
<br />'''DO''': ionizált héliumban gazdag külső réteg, egyszeresen ionizált héliumvonalakat mutat.
<br />'''DC''': a fentebb említett típusok gyenge vonalai jellemzik a spektrumot, amely lényegében folytonos (kontinuum).
<br />'''DQ''': szénben gazdag „atmoszféra”, a szén atomi és molekuláris vonalai jellemzőek.
<br />'''DZ''': fémben gazdag „légkör” vagy külső réteg, magnézium (Mg I), kalcium (Ca I, Ca II) és/vagy vas (Fe I) vonalak találhatóak a spektrumban. Semleges hidrogén- és héliumvonalakat nem mutat a színképük.
<br />'''DX''': a spektrumvonalak nem eléggé tiszták, az égitest így a fenti osztályok egyikébe sem sorolható be.
A fehér törpék D osztályának 1-től 10-ig terjedő alosztályai vannak, ahol 1 a 37&nbsp;500 K és 9 az 5500 K fölötti légköri hőmérsékletet jelzi. (A szám az [[effektív hőmérséklet|effektív felszíni hőmérséklet]] T<sub>eff</sub> = 50&nbsp;400&nbsp;K alapján van definiálva.)<ref>{{Cite web |url=http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm |title=White Dwarf (wd) Stars |accessdate=2010-10-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080731070937/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm |archivedate=2008-07-31 }}</ref> Másodlagos légköri jellemzők alapján a fehér törpéket a P, H, E és V osztályokba sorolhatjuk, amelyek a következőképpen jellemezhetőek:
[[Fájl:Sirius A and B Hubble photo.jpg|left|thumb|200px|A ''Szíriusz A'' és – balra lent – apró kísérője a ''Szíriusz B'' a [[Hubble-űrtávcső]] felvételén. A Szíriusz B egy DB típusú fehér törpe.]]
<br />'''P''': mágneses fehér törpék, detektálható polarizációval.
<br />'''H''': mágneses fehér törpék, detektálható polarizáció nélkül
<br />'''E''': emissziós vonalakat mutatnak
<br />'''V''': változó színképet mutatnak

A rendszerezésbe, a fent említett osztályokon kívül, kiterjesztett fehér törpe osztályokat is bevezettek:
<br />'''DAB''': semleges hidrogénben és semleges héliumban gazdag fehér törpék
<br />'''DAO''': semleges hidrogénben és ionizált héliumban gazdag fehér törpék
<br />'''DAZ''': hidrogénben gazdag hideg fémes fehér törpék
<br />'''DBZ''': héliumban gazdag hideg fémes fehér törpék
<br />'''DAV''' vagy '''zz Ceti''': hidrogénben gazdag pulzáló fehér törpék
<br />'''DBV''' vagy '''V777 Her''': héliumban gazdag pulzáló fehér törpék
<br />'''DOV''' vagy '''PG 1159''': héliumban gazdag pulzáló fehér törpék

A fehér törpék első színképosztályozása [[Gerard Kuiper]] nevéhez fűződik ([[1941]]),<ref>
[http://adsabs.harvard.edu/abs/1941PASP...53..248K List of Known White Dwarfs], Gerard P. Kuiper,''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''53''', #314 (August 1941), pp. 248–252.</ref> azóta különböző klasszifikációs rendszereket javasoltak.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1952ApJ...116..283L The Spectra and Luminosities of White Dwarfs], Willem J. Luyten, ''Astrophysical Journal'' '''116''' (September 1952), pp. 283–290.</ref><ref>
[http://adsabs.harvard.edu/abs/1960stat.conf.....G Stellar atmospheres], Jesse Leonard Greenstein, in ''Stars and Stellar Systems'', vol. 6, ''Stellar Atmospheres'', ed. J. L. Greenstein, Chicago: University of Chicago Press, 1960.</ref>

== Spektrális jellegzetességek ==
Vannak olyan csillagok, amelyeknek a [[spektrum]]a nagyjából megfelel valamely színképosztálynak, de az átlagtól eltérő jellegzetességek is megtalálhatók bennük. Ilyenkor a jellegzetességet egy-egy betűvel jelöljük:
{| {{széptáblázat}} cellpadding="2" cellspacing="0" align="center" style="margin: 0 0 1em 1em;background:white;"
|-
 ! style="background:#BACCFF;"| Rövidítés
 ! style="background:#BACCFF;"| Leírás
 |-
 | <center>:</center>
 | bizonytalan spektrális tulajdonságú csillag
 |-
 | <center>…</center>
 | leírhatatlan spektrális különlegességek
 |-
 | <center>!</center>
 | speciális különlegességek
 |-
 | <center>comp</center>
 | ún. kompozitspektrum, ami az egymásra rakódott színképek eredője, egy csillag színképében több színképosztály markáns jegyei figyelhetőek meg.
 |-
 | <center>e</center>
 | emissziós vonalak (jelenlétüket csak olyan színképosztályú csillagok esetén jelzik külön, amelyeknél az emissziós vonalak megjelenése szokatlan)
 |-
 | <center>[e]</center>
 | tiltott emissziós vonalak
 |-
 | <center>er</center>
 | „fordított” emissziós vonalak, a vonalak közepe gyengébb, mint a szélei
 |-
 | <center>ev</center>
 | változásokat mutató spektrális emisszió
 |-
 | <center>f</center>
 | [[nitrogén|NIII]] és [[hélium|HeII]] ionizált emissziós vonalak találhatók a színképben
 |-
 | <center>(f)</center>
 | gyenge emissziós héliumvonalak
 |-
 | <center>((f))</center>
 | nincs benne a hélium emissziós vonala
 |-
 | <center>He wk</center>
 | gyenge héliumvonalak
 |-
 | <center>k</center>
 | a csillagközi kalcium vonalai is fellelhetők benne.
 |-
 | <center>m</center>
 | a fémvonalak az ionizált Ca-nak a H- és K-vonalához képest erősek. Ezeket a csillagokat fémcsillagoknak is nevezzük.
 |-
 | <center>n</center>
 | diffúz spektrumvonalak
 |-
 | <center>neb</center>
 | a csillag színképére rárakódik a körülötte lévő köd színképe.
 |-
 | <center>nn</center>
 | különösen diffúz spektrumvonalak
 |-
 | <center>p</center>
 | pekuliáris (különleges) csillagok, amelyeknek egyedi tulajdonságaik is vannak.
 |-
 | <center>pq</center>
 | pekuliáris spektrum, hasonlít a nóvák spektrumához
 |-
 | <center>q</center>
 | kék- és vöröseltolódást mutató vonalak
 |-
 | <center>s</center>
 | éles vonalak
 |-
 | <center>sh</center>
 | „shell” csillag B és F közötti fősorozati csillagok gázburkától eredő emissziós spektrumvonalak.
 |-
 | <center>ss</center>
 | különösen éles vonalak
 |-
 | <center>v vagy var</center>
 | változó spektrum
 |-
 | <center>w, wl, wk</center>
 | gyenge vonalak
 |-
 | <center>wl</center>
 | fémszegény csillagok
 |-
 | <center>d Del</center>
 | A vagy F színképtípusú óriások gyenge kalcium H és K vonalakkal, prototípusuk a [[Delta Delphini|δ Delphini]]
 |-
 | <center>d Sct</center>
 | A vagy F színképtípusú csillagok, spektrumuk hasonlít a rövid periódusú változókhoz, prototípusuk a [[Delta Scuti|δ Scuti]]
 |-
 !colspan="2" style="background:#cad7ff;"|A csillag luminozitására utaló jelölések
 |-
 | <center>d</center>
 | fősorozati csillagok/törpecsillagok színképe
 |-
 | <center>g</center>
 | óriáscsillagok színképe
 |-
 | <center>sd</center>
 | szubtörpék színképe
 |-
 | <center>W vagy D</center>
 | fehér törpék színképe (például WA5)
 |-
 !colspan="2" style="background:#cad7ff;"|Ha a spektrum anomális erősségű fémvonalakat mutat
 |-
 | <center>Ba</center>
 | abnormálisan erős [[bárium]]vonalak
 |-
 | <center>Ca</center>
 | abnormálisan erős [[kalcium]]vonalak
 |-
 | <center>Cr</center>
 | abnormálisan erős [[króm]]vonalak
 |-
 | <center>Eu</center>
 | abnormálisan erős [[európium]]vonalak
 |-
 | <center>He</center>
 | abnormálisan erős [[hélium]]vonalak
 |-
 | <center>Hg</center>
 | abnormálisan erős [[higany]]vonalak
 |-
 | <center>Mn</center>
 | abnormálisan erős [[mangán]]vonalak
 |-
 | <center>Si</center>
 | abnormálisan erős [[szilícium]]vonalak
 |-
 | <center>Sr</center>
 | abnormálisan erős [[stroncium]]vonalak
 |-
 !colspan="2" style="background:#cad7ff;"|Fehér törpék spektrális jellegzetességei
 |-
 | <center>P</center>
 | [[polarizált fény]]
 |-
 | <center>H</center>
 | [[mágneses mező]]
 |-
 | <center>V</center>
 | [[változócsillag]]
 |-
 | <center>PEC</center>
 | létezik spektrális különlegesség
 |}

A spektrum megadásánál ezenkívül fel szokás tüntetni a színképosztály jele előtt, hogy a csillag törpe (d: dwarf) vagy óriás (g: giant)

A Henry Draper-féle katalógus és az azt kiegészítő Henry Draper Extentions (HDE) 360 ezer csillag színképtípusát tartalmazza. Ennek több, mint 200 000 csillagát [[Annie Jump Cannon|Miss Annie Cannon]] osztályozta [[1911]] és [[1914]] között. Ez a fajta spektrálklasszifikáció azonban még nem elegendő ahhoz, hogy pontos képet nyújtson a csillag légkörében uralkodó állapotokról.

== A Hertzsprung–Russell diagram ==
[[Fájl:HR-diag-no-text-2.hu.jpg|thumb|right|350px|A [[Hertzsprung–Russell diagram]]. A vízszintes tengelyen a csillagok felszíni hőmérséklete és Harvard-féle színképosztálya, a függőleges tengelyen pedig a vizuális magnitúdóban mért [[abszolút magnitúdó|abszolút fényességük]] van feltüntetve. A szürke mezők a csillagok luminozitási osztályait jelzik. Napunk, mint a legtöbb csillag, a főágon (V luminozitási osztály) helyezkedik el.]]

{{bővebben|Hertzsprung–Russell diagram}}
A színképosztályozás megalkotását követően [[Einar Hertzsprung]] és tőle függetlenül [[Henry Norris Russell]] megfigyelték, színképtípusú csillagoknak azonos [[hőmérséklet]] mellett is lehet különböző a spektrumuk. Ezt a problémát már nem tudták az alosztályokba való sorolással megoldani, így készítettek egy újabb osztályozást, amely a csillagok [[luminozitás]]án (fényességén) alapul. Megvizsgálva a csillagok színképtípusát és hőmérsékletét, arra a következtetésre jutottak, hogy a luminozitás alapján is osztályokba sorolhatóak a csillagok. Az ezt kifejező diagramot a két csillagász tiszteletére [[Hertzsprung–Russell diagram]]nak nevezték el. A diagram függőleges tengelyén az [[abszolút fényesség]] vagy a luminozitás (Nap-luminozitás egységekben) szerepel, vízszintes tengelyén pedig a színképtípus, vagy a felszíni hőmérséklet.

A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgynevezett [[változócsillag]]ok, gyors színkép és luminozitás-módosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a [[Hertzsprung–Russell diagram]]ot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el.

== A csillagok kémiai összetétele ==
A színképelemző műszerek fejlődésével és a csillagok légkörének modellezésével egyre több csillag légkörének kémiai összetételét állapították meg. Ez alapján arra következtetésre jutottak, hogy a hidrogéntől és a héliumtól eltekintve, a csillagok légköre a hibahatáron belül azonos összetételű. Ha a nehezebb elemeket (a héliumnál nehezebb összes elemet a csillagászatban fémnek hívják) vizsgáljuk, ritkaságnak számítanak azok a csillagok, amelyek légköre a Napétól jelentősen eltérő kémiai összetételű. Ez jellemző az [[extragalaxis]]ok csillagaira is. A Nap légköre tehát kémiai összetétel szempontjából [[etalon]]ként szolgál.

A csillagok kémiai összetételének megállapítására a legegyszerűbb módszer a növekedési görbe meghatározása. A növekedési görbe megadja, hogy valamely meghatározott [[kémiai elem]] meghatározott színképvonalának ekvivalens szélessége hogyan függ az elem atomjainak térfogategységenkénti számától. A növekedési görbe alakja ugyanis függ a csillag légkörének modelljétől, aminek segítségével kapott kémiai összetétel csak bizonyos pontossággal adható meg. Vannak csillagok, amelyeknek kémiai összetétele jelentősen eltér a kozmikus elemgyakoriságtól. Ezeket [[anomális kémiai eloszlású csillag]]oknak nevezzük. Ilyenek például:

'''Ap v. Bp csillagok''': spektrumukban alapján a [[ritka földfém]]ek (például [[lantán]], [[cérium]], [[európium]]) túlpopuláltságot mutatnak. Légkörük hőmérséklete 9 – 10 000&nbsp;K. Sokukban jelentős a mágneses tér, a jelenleg mért legnagyobb térerősség az ilyen csillagokban a földi érték hetvenezerszerese. Mivel e csillagok színképében általában a hidrogén vonalai uralkodnak, a fémek anomális mennyisége a színképet csak kevéssé változtatja meg. Az anomáliára még nincs egységesen elfogadott magyarázat.

'''Am csillagok''': spektrumuk alapján a [[kalcium]]-alulpopuláltságot, a [[vas|Fe]] csoport pedig túlpopuláltságot mutat.

'''Báriumcsillagok''': G8-K2 színképosztályú óriáscsillagok, légkörük [[nukleoszintézis|s-folyamat]] során keletkezett izotópokról árulkodik: [[bárium|Ba II]] és [[bárium|Ba III]]-vonalak 455,4&nbsp;nm-nél, [[stroncium|Sr II]] és [[ittrium|Y II]] vonalak. Spektrumukra jellemzőek még CH, CN és C<sub>2</sub> molekulasávok. A báriumcsillagok osztályát [[William Bidelman]] and [[Philip Keenan]] definiálta.<ref>
Bidelman, W.P., & Keenan, P.C. Astrophysical Journal, vol. 114, p. 473, 1951</ref> Radiális sebességük kísérleti tanulmányozásából arra következtettek, hogy minden báriumcsillag kettőscsillag.<ref>McClure, R.D., Fletcher, J.M., & Nemec, J.M. Astrophysical Journal Letters, vol. 238, p. L35</ref><ref>McClure, R.D. & Woodsworth, A.W. Astrophysical Journal, vol. 352, pp. 709-723, April 1990.</ref><ref>
Jorissen, A. & Mayor, M. Astronomy & Astrophysics, vol. 198, pp. 187-199, June 1988</ref>
Az [[IUE]] ''(International Ultraviolet Explorer – nemzetközi ultraibolya felfedező)'' műhold több [[báriumcsillag]]-rendszerben fehér törpéket talált.

'''Pekuliáris vörös óriások''': rendszerint a szén, valamint a periódusos rendszer 6. és 7. periódusába tartozó elemek gyakorisága haladja meg messze az átlagosat. Ezekben a késői típusú csillagokban az anomális elemgyakoriságok a színképet jelentős mértékben megváltoztatják, lehetetlenné téve ezzel a klasszikus osztályba való besorolásukat. A leggyakoribb anomáliák számára külön osztályokat nyitottak: a C típusú csillagokban rendszerint a szén mennyisége haladja meg az oxigénét, az S típusra pedig erős cirkónium-oxid sávok jellemzőek.

'''C típusú csillagok''': [[széncsillag]]oknak is nevezzük őket, általában K vagy M színképtípusúak, az átlagosnál több szenet tartalmaznak ami miatt C betűvel jelölik őket. Színképükben többnyire C<sub>2</sub>, [[cián]] és [[szénhidrogén-gyök]] vonalak fordulnak elő, bennük a [[szén]] és az [[oxigén]] elemgyakorisága 4-5-ször nagyobb, mint a normális csillagok esetében. A szénvegyületek a spektrum kék részében az intenzitást jelentősen gyengítik, így ezek a csillagok vörösek. Az R típusú csillagok felszíni hőmérséklete magasabb és inkább a K típusú csillagokra hasonlítanak, míg az N típusúak hidegebbek, fizikai tulajdonságaik miatt inkább az M csillagokhaz állnak közelebb. A széncsillagok többsége óriás vagy [[szuperóriás]], de előfordulnak közöttük fősorozati csillagok (törpék) is. Több alosztályba soroljuk őket, megkülönböztetünk klasszikus ('''C-R''', '''C-N''') és nem klasszikus ('''C-J''', '''C-H''', '''C-Hd''') osztályokat. A '''C-R''', '''C-N''' és '''C-H''' osztályokat [[1993]]-ban vezette be Philip Keenen a Morgan-Keenan osztályozási rendszer kiegészítésénél. Ehhez adták hozzá a '''C-J''' és '''C-Hd''' alosztályokat.<ref>
[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993PASP..105..905K Revised MK spectral classification of the red carbon stars - Keenan, Philip C.]</ref> Csak később vezették be a ma is használatos rendszert.<ref name="adc.astro.umd.edu">{{Cite web |url=http://adc.astro.umd.edu/adc-cgi/cat.pl?%2Fjournal_tables%2FApJS%2F105%2F419%2F |title=Spectral Atlas of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996) |accessdate=2018-07-21 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090519194339/http://adc.astro.umd.edu/adc-cgi/cat.pl?%2Fjournal_tables%2FApJS%2F105%2F419%2F |archivedate=2009-05-19 }}</ref>

* '''C-R''': Színképük alapján a késői G vagy a korai K típusú csillagoknak felelnek meg. Néhány C-H típusú csillag kivételével a széncsillagok közül a legforróbbak. Színképük erős izotópsávokat mutat, az [[I. populációs csillag]]ok közé tartoznak. A legelfogadottab elméletek szerint vörös óriások. Ilyen csillag például az [[S Camelopardalis]].
* '''C-N''': A széncsillagok legjobban ismert alosztálya, mivel az egyedüli típus, amelyek – főként infravörös tartományban – könnyen detektálható. Színképük alapján a késői K és M csillagoknak felelnek meg. Színképük erős diffúz spektrumvonalakat mutat a látható kék tartományban. A ritka I. populációhoz tartoznak, elméleteink szerint az [[aszimptotikus óriáság]] (AGB) csillagai. Ilyen csillag például az [[R Leporis]].
* '''C-J''': a hideg C csillagok egyik alcsoportja, magas a <sup>13</sup>C-tartalma. Színképük erős szénhidrogén-gyök és C<sub>2</sub> sávokat mutat. Ilyen csillag például az [[Y Canum Venaticorum]].
* '''C-H''': A [[II. populációs csillag|II. populáció]] fényes óriás csillagai, hasonlítanak a C-R csillagokhoz. Színképük erős abszorpciós CH-sávokat mutat. Többnyire [[kettős rendszer]]ekben fordulnak elő. Ilyen csillagok például a [[V Arietis]] és a [[TT Canum Venaticorum]]<ref name="adc.astro.umd.edu"/>
* '''C-Hd''': HdC-csillagoknak is nevezik őket, rövidítésük a ''Hydrogen deficient C stars'' angol kifejezésből ered, tehát hidrogénhiányos fényes óriáscsillagok. Hasonlítanak a késői G típusú csillagokhoz, színképükben a hélium dominál, de előfordulnak benne CH és C<sub>2</sub> színképsávok is. A ritka I. korongpopulációhoz tartoznak. Ilyen csillag például a [[HD 137613]].

'''MS és SC osztályok''': az M és S, illetve az S és C osztály közötti átmenetek, a nevük is innen ered. Az M – MS – S – SC – N sorban jobbra haladva nő a csillagokban a szén gyakorisága. Átmeneti jellegű csillag az [[R Serpentis]], [[ST Monocerotis]] (fősorozat – MS), a [[CY Cygni]] és a [[BH Crucis]] (SC).

'''Héliumcsillagok''': [[hélium]]-túlpopuláltságot mutatnak de ugyanakkor a nehezebb elemek is megtalálhatóak a színképükben. Mindezektől függetlenül normális csillagok, légkörükben a nehézségi gyorsulás akkora vagy kisebb, mint a [[Nap]] felszínén. Két nagy osztályba soroljuk őket. Az egyik osztályba körülbelül egyharmad részük tartozik. Ezek szélsőséges hidrogénhiányukkal tűnnek ki, szemben a másik osztállyal, ahol a hidrogén mennyisége normálisnak mondható.

'''L típusú csillagok''':Felszíni hőmérsékletük 1300 és 2500&nbsp;K közötti. Törpecsillagok vagy szubcsillagok feltűnő szénhidrogén és [[alkálifém]] vonalakkal. L törpéknek vagy lítiumtörpéknek is nevezik őket, mivel több ilyen objektumban nem játszódik le nukleáris fúzió. Színük sötétvörös, infravörös tartományban a legfényesebbek. Légkörük elég hideg ahhoz, hogy szénhidrogén és alkálifém vonalakat tartalmazzon a színképük. L típusú csillagok: [[2MASSW J0746425+2000321]] kettős (A komponense egy L típusú törpecsillag, B komponense egy L típusú [[barna törpe]].)

'''T Tauri csillagok''': fiatal képződmények, világító és [[sötét köd]]ök környezetében találhatóak, feltehetően ezekből keletkeztek. Névadójuk prototípusuk, a [[Bika csillagkép]] [[T Tauri]] [[változócsillag]]a. Szabálytalan (irreguláris) fényességváltozásokat mutatnak. Felszíni hőmérsékletük 3500-7000&nbsp;K. Színképük az erős emissziós vonalak mellett ún. ''tiltott vonalakat'' is tartalmaz, amelyek csak extrém alacsony sűrűség mellett jöhetnek létre. A színképvonalak jellegzetessége még a kékeltolódás, ami anyagkiáramlásra utal. A [[flercsillag]]okhoz hasonlóan még valamivel a főág fölött vannak, amit csak később érnek el. A T Tauri csillagok többnyire csoportokban fordulnak elő, amelyek – hasonlóan az OB asszociációkhoz – sűrű csillagközi felhők szomszédságában helyezkednek el. Infravörös sugárzásuknak köszönhetően nagy számban fedeztek fel ilyen objektumokat az [[Ophiuchus-porköd]]ben.

'''Mágneses csillagok''': színképvonalaik ([[szilícium|Si]], [[hélium|He]], [[Kalcium|Ca]], [[bárium|Ba]], [[magnézium|Mg]], [[stroncium|Sr]], [[titán (elem)|Ti]]) intenzitás-változásával egyidejűleg változik a fényességük. Szinte minden mágneses csillag ezen kívül mágneses térerősség-változásokat mutat, alkalmanként pedig pólusátfordulás is megfigyelhető. A térerősségváltozások néha szigorú periodikusságot mutatnak, néha pedig szabálytalan változásokat figyelhetünk meg. A [[Canes Venatici]] (Vadászebek) [[csillagkép]] legfényesebb csillaga esetében például – 0,14 és + 0,16 T közötti mágneses térerősségváltozás figyelhető meg 5 és fél napos periódussal. A mágneses tér változásával együtt 0,2 [[magnitúdó]]s fényességváltozást mutat.

=== Az anomális kémiai összetétel magyarázata ===
A legújabb csillagászati kutatások arra következtetnek, hogy az anomális kémiai összetétel hátterében a csillaganyag enyhe „keveredése”, vagy éppen ennek hiánya áll.
* Túl erős a csillagban az anyag keveredése, amit a csillag egészét átható [[konvekció]] vagy a nukleáris égéstermékek légkörbe kerülése okoz. Feltehetően ezzel magyarázható a pekuliáris vörösóriásoknál és a HdC-csillagoknál jelentkező anomália.
* A csillag légköre – a lassú forgás, erős mágneses tér miatt – szokatlanul nyugodt. A [[turbulencia]] hiánya miatt létrejön a molekuláris diffúziós egyensúly, az [[atom]]ok és [[ion]]ok súly és fotonbefogási keresztmetszet szerinti elkülönülése. Feltehetően ez a jelenség okozza a fémvonalas csillagoknál a rendellenességet.
* A csillag környezetéből is vehet fel szokatlan összetételű anyagot, például az intersztelláris térből vagy a [[kettőscsillag]]ok a komponensükről.
A fehér törpék kivétel nélkül anomális összetételűek: 80%-uk színképében kizárólag hidrogén vonalak, 10%-uk színképében csak a hélium széles vonalai (DA-, DB-, DO-típusok) találhatóak, további 10%-uk pedig – a hidrogén és hélium mellett – fémvonalakat (is) mutat. A fehér törpék anomális kémiai összetételében a fent felsorolt folyamatok mindegyike szerepet játszik.

== A Yerkes színképosztályozási rendszer ==
{| {{széptáblázat}} cellpadding="2" cellspacing="0" align="center" style="margin: 0 0 1em 1em;background:white;"
|-
! colspan="4" style="background:#9bb0ff;" | <center> Yerkes spektrálklasszifikációs rendszer </center>
|-
|-
 ! style="background:#BACCFF;"| Osztály
 ! style="background:#BACCFF;"| Alosztályok
 ! style="background:#BACCFF;"| Leírás
 ! style="background:#BACCFF;"| Példák
 |-
 | <center>0</center>
 | <center>-</center>
 | hiperóriások
 | [[Éta Carinae|ε Carinae]] (Ia-0, pekuliáris spektrum)
 |-
 | <center>I</center>
 | <center>Ia, Iab, Ib</center>
 | fényes szuperóriások
 | Deneb (A2Ia színkép), Betelgeuse (M2 Ib)
 |-
 | <center>II</center>
 | <center>IIa, IIab, IIb</center>
 | fényes óriások
 | [[Béta Scuti|β Scuti]] vagy [[HD 173764]] (G4 IIa), [[HR 8752]] (G0 Iab), [[HR 6902]] (G9 IIb)
 |-
 | <center>III</center>
 | <center>IIIa, IIIab, IIIb</center>
 | (normális) óriások
 | [[Ró Persei|ρ Persei]] (M4 IIIa), [[Delta Reticuli|δ Reticuli]] (M2 IIIab), Pollux (K2 IIIb)
 |-
 | <center>IV</center>
 | <center>IVa, IVab, IVb</center>
 | szubóriások
 | [[Epszilon Reticuli|ε Reticuli]] (K1-2 IVa-III), [[HR 672]] A (G0.5 IVb), [[AD Leonis]] (M4 Vae színkép)
 |-
 | <center>V</center>
 | <center>Va, Vab, Vb</center>
 | fősorozatbeli csillagok (törpék)
 | Nap (G2 V)
 |-
 | <center>VI</center>
 | <center>-</center>
 | szubtörpék
 | [[Kapteyn-csillag]] (HD 33793), [[Groombridge 1830]], [[2MASS J05325346+8246465]]
 |-
 | <center>VII</center>
 | <center>-</center>
 | [[fehér törpe|fehér törpék]]
 | Szíriusz B
|-
!colspan="4" style="background:#cad7ff;"|Kiegészítő jelölések
|-
 ! style="background:#f8f7ff;" | <center>jel</center>
 ! style="background:#f8f7ff;" | <center>példa</center>
 ! style="background:#f8f7ff;" colspan="2" | <center>értelmezés</center>
 |-
 | <center>-</center>
 | <center>G I-II</center>
 | colspan="2" | színképe alapján a csillag átmenet az I és II osztályok között
 |-
 | <center>+</center>
 | <center>O Ia+</center>
 | colspan="2" | Ia színképtípusnál fényesebb csillagok
 |-
 | 
 | <center>M IV/V</center>
 | colspan="2" | a csillag M IV vagy M IV típusú
 |}
Idővel kiderült, hogy azonos színképosztályú csillagokhoz többféle tömeg és luminozitásérték is tartozhat, így szükségessé vált, hogy az osztályozásban a felületi hőmérsékleten kívül a csillagfejlődésben elfoglalt állapotukat is hozzárendeljék a csillagokhoz. [[William Wilson Morgan|William W. Morgan]], [[Philip C. Keenan]] és [[Edith Kellman]], a Yerkes Obszervatórium kutatói, kidolgozták a csillagok kétdimenziós spektrálklasszifikációját.<ref>
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</ref>
A Harvard-féle osztályozáshoz hasonlóan ez is empirikus rendszer, itt római számokkal jelzett luminozitási osztályokat különböztetünk meg. (A luminozitást a <math>L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4 </math> képletből számíthatjuk ki, ahol ''L'' a luminozitás, <math>\sigma</math> a [[Stefan–Boltzmann állandó]], ''R'' a csillag sugara, ''T''<sub>eff</sub> pedig az effektív felületi hőmérséklete. A tömeg és a luminozitás között a fősorozati csillagoknál durván az alábbi összefüggés áll fenn: <math>L \approx M^{3,5} </math>.) A csillagok [[asztrofizika]]i állapotára tehát nem csak színképtípusuk, de [[luminozitás]]i osztályuk is jellemző. [[Nap]]unk például G2V típusú csillag, ahol a G2 jel csillagunk sárgás színére utal, a V szám pedig arra, hogy a Nap fősorozati csillag.
Az MKK-rendszer további finomítására [[1930]]-ban William Morgan az I. luminozitási osztályon belül bevezette az Ib, Iab, Ia, Ia-0 alosztályokat. Az egyes luminozitási osztályba tartozó csillagok gyakorisága eltérő. A statisztikai vizsgálatokból azt a következtetést vonhatjuk le, hogy minden egyes szuperóriásra jut körülbelül 10³ óriáscsillag, 10<sup>7</sup> fősorozati törpe, 10<sup>4</sup> szubtörpe, és durva becslések alapján 10<sup>6</sup> fehér törpe.

Később, [[1953]]-ban a standard csillagok és az osztályozás kritériumainak többszörös átdolgozása után, a rendszerezési sémát a három asztrofizikusról MKK-osztályozásnak nevezték el.<ref name="ref_MK">{{cite journal
 | last = Phillip C. Keenan
 | first = William Wilson Morgan
 | title = SPECTRAL CLASSIFICATION
 | journal = [[Annual Reviews]] of Astronomy and Astrophysics
 | volume = 11
 | pages = 29–50
 | date = 1973
 | publisher = [[Annual Reviews]]
 | url = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1973ARA%26A..11...29M&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=449aa1cc7c02014
 | id = 
 }}{{Halott link|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1973ARA%26A..11...29M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=449aa1cc7c02014 |date=2020-06 }}</ref>
[[Fájl:Morgan-Keenan spectral classification.svg|thumb|right|500px|A Morgan-Keenan színképosztályozási rendszer]]
A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgy nevezett [[változócsillag]]ok, gyors színkép- és luminozitásmódosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a [[Hertzsprung-Russell diagram]]ot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el. Az MMK-féle osztályozásban olyan spektrumvonalakat is figyelembe vesznek, amelyek tulajdonságaiból a csillag felszíni [[gravitáció]]jára lehet következtetni. Egy óriáscsillag felszíni gravitációs [[gyorsulás]] a sokkal kisebb, mint egy törpecsillag esetében (<math>g=\frac{GM}{R^2}</math> és az óriáscsillagok esetében a sugár sokkal nagyobb mint a törpék esetében).

A kisebb gravitációs gyorsulás kisebb [[sűrűség]]et és gáz[[nyomás]]t eredményez, ami befolyásolja az adott gázban kialakuló színképvonalak profilját.

Az MKK-osztályozás gyakorlatban a Yerkes Színképatlasz standardcsillagaival való összehasonlítás alapján, becsléssel történik.

== Egyéb színképosztályozási rendszerek ==
=== Secchi-féle osztályozás ===
[[Angelo Secchi]] elsőként javasolta (1863-1867) a csillagok osztályokba való sorolását.
* '''I osztály''': fehér vagy kék csillagok, színképükben erős hidrogénvonalak és fémvonalak mutatkoznak. (modern A osztály)
* '''II. osztály''': erősen hidrogénszegény sárga csillagok, fémvonalakat mutatnak. (modern G és K osztály)
* '''III. osztály''': narancssárga színű csillagok, összetett színképsávokkal. (modern M osztály)
* '''IV. osztály''': vörös csillagok, jelentős mértékben mutatnak szénvonalakat és -sávokat. (széncsillagok)
* '''V. osztály''': emissziós vonalakat mutatnak.
Ennek az osztályozási rendszernek a továbbfejlesztésével született meg a Harvard-féle klasszifikáció. [http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5]

=== Chalonge-Barbier-Divan-féle osztályozási rendszer ===
A két leggyakrabban használt osztályozási rendszeren (Harvard- és Yerkes-féle) kívül még többféle létezik, ezek közül legfontosabb a [[Daniel Chalonge]], [[Martial Barbier]] és [[L. Divan]] asztrofizikusok által kidolgozott szisztéma. Az előző kettővel ellentétben itt az osztályozás alapjául szolgáló mennyiségeket fotometriai úton mérni lehet: a spektrumok a Balmer-ugrás nagysága (D), helyzete (λ<sub>1</sub>) és a Φ<sub>b</sub> kék gradiens számhármassal jellemezhetőek. Tapasztalati alapon egyértelmű kapcsolatot sikerült megállapítani a színképtípus, a luminozitási osztály illetve a Chalonge-paraméterek között.

== Az UBV-rendszer ==
Az UBV-rendszer – ami [[Harold Lester Johnson (csillagász)|Harold Johnson]]-féle rendszer néven is ismert – lényegében a csillagok [[fotometria]]i osztályozását jelenti. Az U, B és V jelzések a csillag UVB- rendszerben mért ultraibolya, kék és vizuális magnitúdóját jelentik.
Ennek a módszernek a felfedezése ([[1950]]) Harold Johnson és [[William Wilson Morgan]] [[amerikaiak|amerikai]] [[csillagász]]ok nevéhez fűződik.

Ezt a módszert a halvány csillagok statisztikai vizsgálatára alkalmazzák. Az eljárás lényege az, hogy viszonylag széles hullámhossztartományban a színkép legjellemzőbb helyeiről vesznek mintát a csillagok fényéből. Az így kapott fényességértékeket a tartományra jellemző színekre utaló indexszel látják el, és színfényességnek nevezik. Legtöbbször a fent említett három tartományban szokás fényességet mérni.

Ha a különböző tartományokban számított abszolút fényességek különbségét képezzük, akkor az ún. színindexeket kapjuk. Háromszín-rendszer esetén ezek közül kettő független, amit általában így jelölünk: U – B és B – V. A színindexek használata megkönnyíti a csillagok fejlődésének tanulmányozását és segít meghatározni távolságukat és korukat. Ebből pedig következtetni tudunk a csillagközi tér esetleges fényelnyelésére is. A színindexek szoros kapcsolatban állnak a csillag felszíni hőmérsékletével azzal együtt változnak. Az O és B típusú csillagok esetében a kék és a vizuális fényrend különbsége negatív, az A típusnál nulla, az F, G, K és M színképosztályba tartozó csillagok esetében pedig egyre nagyobb pozitív érték.

== A csillagok színképosztályának megállapítása a gyakorlatban. Standardcsillagok ==
Egy nagy látószögű [[Bernhard Schmidt|Schmidt]]-[[távcső]] fényútjába néhány fokos [[prizma|prizmát]] helyeznek, így a fotolemezen megjelenik minden csillagnak a színképe. Az így kapott spektrumok felbontása azonban nagyon gyenge, részletes tanulmányozásra nem alkalmas, viszont megfelel a spektrálklasszifikáció törvényeinek.
Minden színképosztályhoz és alosztályhoz tartoznak standardcsillagok, melyeknek spektráltípusa adott. Ismeretlen spektráltípusú csillagok esetében a színképosztályokba történő besorolásnál az adott műszerrel először a standardcsillagról kell objektívprizmás felvételt készíteni, majd a kapott spektrumot a csillagéval összehasonlítani.
:
Az alábbi táblázat a különböző színképosztályokhoz tartozó standardcsillagokat mutatja:
{| {{széptáblázat}} cellpadding="2" cellspacing="0" align="center" style="margin: 0 0 1em 1em;background:white;"
|-
 ! style="background:#BACCFF;"| Színképosztály
 ! style="background:#BACCFF;"| Standardcsillag(ok)
 ! style="background:#BACCFF;"| Színképosztály
 ! style="background:#BACCFF;"| Standardcsillag(ok)
 |-
 | <center>O5</center>
 | BD 4<sup>o</sup>1302
 | <center>F2</center>
 | π Sagittarii
 |-
 | <center>O6</center>
 | BD 44<sup>o</sup>3639
 | <center>F5</center>
 | α Canis Minoris
 |-
 | <center>O7</center>
 | S Monocerotis, g Sagittae
 | <center>F8</center>
 | β Virginis
 |-
 | <center>O8</center>
 | λ<sup>1</sup> Orionis, A Cygni
 | <center>G0</center>
 | α Aurigae
 |-
 | <center>O9</center>
 | 10 Lacertae, BD 34<sup>o</sup>98
 | <center>G2</center>
 | Nap
 |-
 | <center>B0</center>
 | ε Orionis
 | <center>G5</center>
 | χ Geminorum
 |-
 | <center>B1</center>
 | β Canis Maioris
 | <center>K0</center>
 | α Bootis
 |-
 | <center>B2</center>
 | γ Orionis
 | <center>K2</center>
 | β Cancri
 |-
 | <center>B3</center>
 | π<sub>4</sub> Orionis
 | <center>K5</center>
 | α Tauri
 |-
 | <center>B5</center>
 | q Tauri
 | <center>M0</center>
 | β Andromedae
 |-
 | <center>B8</center>
 | β Persei
 | <center>M2</center>
 | α Orionis
 |-
 | <center>B9</center>
 | λ Aquilae
 | <center>M3</center>
 | π Aurigae
 |-
 | <center>A0</center>
 | α Canis Maioris
 | <center>M6</center>
 | ρ Persei
 |-
 | <center>A2</center>
 | γ Ursae Maioris
 | <center>R0</center>
 | BD10<sup>o</sup>5057
 |-
 | <center>A3</center>
 | τ<sub>3</sub> Eridani
 | <center>R3</center>
 | BD+5<sup>o</sup>5223
 |-
 | <center>A5</center>
 | β Trianguli
 | <center>R8</center>
 | BD-3<sup>o</sup>1685
 |-
 | <center>F0</center>
 | δ Geminorum
 | <center>N0</center>
 | 19 Piscium
 |}

== Az aszteroidák színképosztályozása ==
{{bővebben|aszteroida}}
[[Fájl:(253) mathilde.jpg|thumb|260px|right|A [[253 Mathilde]], egy C típusú aszteroida]]
A [[kisbolygó]]k (aszteroidák) – hasonlóan a csillagokhoz – színképük alapján osztályozhatóak. Az osztályozás itt azonban nem csak a felszínt alkotó anyagoktól, hanem a felszín állapotától is függ. Ez alapján a következő osztályokba csoportosíthatóak:
<br />'''A típus''': extrém vörös színű aszteroidák erős abszorpciós vonalakkal, amelyek [[olivin]] jelenlétére utalnak. Felszínüket 1&nbsp;µm vastag [[olivin]]réteg borítja. Előfordulásuk ritka a [[belső aszteroida öv]]ben.
<br />'''B típus''': tulajdonságaikban a C típusra hasonlítanak, [[albedó]]juk viszont nagyobb. Látható spektrumtartományban kék színűek. Nagyon ritka típus. Az aszteroidák C csoportjába tartoznak.
<br />'''C típus''': Színképük [[kondrit]] és [[hidratált szilikát]]ok jelenlétére utal. Előfordulásuk gyakorisága 75%. Főleg a [[Nap]]tól távol gyakoriak. Igen sötétek, geometriai albedójuk 0,065 alatti.
<br />'''D típus''': Színképük [[szilikát]]ok és szén jelenlétére utal. Albedójuk nagyon alacsony. A [[külső aszteroidaöv]]ben, és azon kívül találhatóak. Ilyen típusú aszteroidák például a [[152 Atala]], [[588 Achilles]], [[624 Hektor]] és a [[944 Hidalgo]].
<br />'''E típus''': nagy albedójúak, [[ensztatit]] [[akondrit]]ok olvadásos-üvegesedéses folyamatokkal. A Naphoz közelebb gyakoribb.
<br />'''F típus''': általánosságban a B típushoz hasonlítanak. Gyenge abszorpciós vonalakat mutatnak az ultraibolya tartományban.
<br />'''G típus''': általánosságban hasonlít a C típusra, de azzal ellentétben az ultraibolya tartományban spektruma 0,5 μm-nél kisebb hullámhosszakon erős abszorpciós vonalakat tartalmaz.
<br />'''J típus''': színképük hasonlít a V típushoz, de velük ellentétben 1 μm-en vastag abszorpciós sávot mutatnak. Ilyen típusú aszteroidák például a [[2442 Corbett]], a [[3869 Norton]], a [[4005 1979 TC2]] és a [[4215 1987 VE1]].
<br />'''K típus''': viszonylag ritka.
[[Fájl:433eros.jpg|thumb|240px|left|A [[433 Eros]], egy S típusú aszteroida]]
<br />'''L típus''': a vörös színképtartományban a legfényesebbek. Viszonylag ritka típus. Ide sorolhatóak a [[387 Aquitania]], [[102 Miriam]], [[274 Philagoria]], [[728 Leonisis]] és a [[980 Anacostia]] aszteroidák.
<br />'''M típus''': egyike a három alapvető aszteroida-típusnak az S és C típusok mellett. Spektrumuk alapján [[fém]]ekből ([[vas]], [[nikkel]] stb.) állnak. Valószínűleg nagy, ősi aszteroidák ütközéssel feltárt magjai. Viszonylag fényesek, albedójuk 0,1 – 0,2. Ilyen típusú aszteroidák például a [[369 Aëria]] és a [[132 Aethra]].
<br />'''P típus''': színképük szilikátok és szén jelenlétére utal. Albedójuk rendszerint alacsony. A külső aszteroidaövben illetve azon kívül találhatóak.
<br />'''Q típus''': színképük alapján átmenetet képeznek az S és V típusok között. Viszonylag ritka aszteroidák, a belső aszteroidaövben találhatóak. Felszínüket erős, 1 mikrométer vastag olivin- és [[piroxin]]réteg alkotja. Ilyen típusúak például az [[1862 Apollo]] és a [[2063 Bacchus]].
<br />'''R típus''': színképük alapján átmenetet képeznek a V és az A típusú aszteroidák között. A belső aszteroidaövben találhatóak, fényesek. Az [[IRAS]] infravörös csillagászati műhold több ilyen aszteroidát talált, ilyenek például a [[4 Vesta]], [[148 Gallia]], [[246 Asporina]], [[349 Dembowska]], [[571 Dulcinea]] és a [[937 Bethgea]].
<br />'''S típus''': a legheterogénebb osztály, a Naphoz relatíve közel (nagyjából a [[Föld]] távolságában) jellemzők. Albedójuk 0,07–0,23 közé esik. Különböző szilikátok alkotják, felszínükön gyakran figyelhetünk meg sok port, vagy olvadásos-üvegesedéses folyamatok nyomát, amit a fiatal Nap erős sugárzása okozott. Hét alosztályukba ezek alapján lehet további besorolásukat végezni. Az aszteroidák hozzávetőleg 17%-a ebbe a típusba sorolható. A legnagyobb ilyen típusú aszteroida a [[15 Eunomia]] (kb. 330&nbsp;km hosszú).
<br />'''V típus''': [[bazalt]] anyagú égitestek, jól meghatározott (a Vesta kisbolygóhoz hasonló) pályán keringenek, és valószínűleg a Vesta töredékei. [[Vesztoida|Vesztoidáknak]] is nevezik őket.

== Jegyzetek ==
{{jegyzetek}}

== Lásd még ==
* [[Nap]]
* [[csillag]]
* [[Csillagászati színképelemzés]] – az asztrofizika egyik legeredményesebb vizsgálati módszere
* [[Asztrofizika]] – a csillagok állapothatározói
* [[Hertzsprung-Russell diagram]] – alapvető összefüggés a csillagok állapothatározói között

== Irodalom ==
* B. Cameron Reed (2003), CATALOG OF GALACTIC OB STARS, The Astronomical Journal, vol.125
* Bidelman, W.P., & Keenan, P.C. Astrophysical Journal, vol. 114
* Jorissen, A. & Mayor, M. Astronomy & Astrophysics, vol. 198
* 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.
* Kirkpatrick et al, J. Davy (1999. július 10.). „Dwarfs Cooler than M: the Ddefinition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)”. Astrophysical Journal 519.
* McClure, R.D. & Woodsworth, A.W. Astrophysical Journal, vol. 352
* McClure, R.D., Fletcher, J.M., & Nemec, J.M. Astrophysical Journal Letters, vol. 238

== További információk ==
=== Magyar nyelvű ===
* [https://web.archive.org/web/20070425124747/http://www.gothard.hu/astronomy/astroteaching/anloos/specclass.html Színképek osztályozása]
* [https://web.archive.org/web/20071025044042/http://astro.elte.hu/icsip/csill_elete/allapothatarozok/szin_in.html ELTE: A csillagok színe, spektrálklasszifikáció]
* [https://web.archive.org/web/20071018044829/http://astro.u-szeged.hu/spectra/spektro5.html Vinkó József-Szatmáry Károly-Kaszás Gábor-Kiss László: A csillagok színképe]
* Hebling János, Almási Tibor: Képalkotás és spektroszkópia THz-es sugárzással: a csillagászattól az orvosi alkalmazásokig. Magyar Tudomány 2005. 12. sz. {{ISSN|0025-0325}} (teljes szöveg elérhető itt [http://www.matud.iif.hu/05dec/04.html])
* Vinkó József – Szatmáry Károly – Kaszás Gábor – Kiss László: A csillagok színképe. Meteor Csillagászati évkönyv 1998 (kiadja a Magyar Csillagászati Egyesület [https://web.archive.org/web/20071013112508/http://evkonyv.mcse.hu/tartalom/asztrofizika.html])
* [https://web.archive.org/web/20080327145434/http://www.mcse.hu/index.php?option=com_mediatar&task=show&archID=0440&Itemid=338 Nyerges Gyula: A csillagok színképe] – Előadás a Polaris Csillagvizsgálóban, [[2008]]. [[március 11.]]

=== Angol nyelvű ===
* Jacqueline Mitton: ''Cambridge Dictionary of astronomy''
* A. David Thackeray: ''Astronomical spectroscopy''
:
* [http://www.answers.com/topic/astronomical-spectroscopy Csillagászati spektroszkópia (angol)]
* [https://web.archive.org/web/20060408021458/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/spectra.html Spektrumok (angol)]
* [https://web.archive.org/web/20060316093155/http://www.cfai.dur.ac.uk/fix/spectroscopy/spectroscopy_new.html Durham Egyetem; Csillagászati műszerhasználat csoport: spektroszkópia (angol)]
* [https://web.archive.org/web/20070927024710/http://laserstars.org/spectra/ A csillagászati színképelemzés története (angol)]
* [https://web.archive.org/web/20060908094332/http://www.pd.astro.it/E-MOSTRA/NEW/A4001FOT.HTM Csillagászati színképelemzés és fotometria (angol)]
* [http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Csillagászati színképek irodalma (angol)]

{{portál|csillagászat}}

{{DEFAULTSORT:Csillagászatiszínképosztályozás}}
[[Kategória:Asztrofizika]]
[[Kategória:Anyagvizsgálatok]]

[[ro:Clasificarea stelelor#Clasificarea după spectrul stelar]]