Spektrálna klasifikácia

Spektrálna klasifikácia je klasifikácia hviezd založená na teplote hviezdneho povrchu – fotosfére. Túto teplotu možno zistiť na základe absorpčných spektrálnych čiar, čo sú tmavé čiary v obraze získanom prístrojom zvaným štrbinový spektrograf. Poloha a intenzita absorpčných spektrálnych čiar závisí od toho, ktoré energetické hladiny atómov rôznych prvkov sú obsadené a obsadenie energetických hladín zase priamo závisí od teploty prostredia, v ktorom sa atómy nachádzajú. V prípade spektrálnej klasifikácie ide o analýzu absorpčných čiar vytvorených atómami v hviezdnej atmosfére, predovšetkým vo fotosfére.
Svetlo z fotosféry hviezd sa v prípade mriežkového spektrografu (typ štrbinového spektrografu) analyzuje štiepením optickou mriežkou. Tá svetlo rozdelí na zväzky rôznych vlnových dĺžok, čiže rozličných farieb. Vlnové dĺžky sa odlišujú svojimi smermi. Objektív spektrografu sústredí tieto jednofarebné zväzky do ohniskovej roviny, čím sa vytvoria jednofarebné (monochromatické) obrazy vstupnej štrbiny nazývané "spektrum". V spektre každá čiara predstavuje atóm alebo ión chemického prvku. Preskok elektrónu na vyššiu hladinu (excitácia) až úplne odtrhnutie elektrónu od atómu (ionizácia) nastáva u rôznych chemických prvkov pri rôznych teplotách. Nájdenie „otlačku“ určitého excitovaného atómu alebo iónu v podobe spektrálnej čiary preto naznačuje, aká teplota panuje na povrchu hviezdy. Ak bola teplota hviezdy určená väčšinou z absorpčných čiar, nezvyčajné absencie čiar alebo širšie čiary môžu znamenať nezvyčajné chemické zloženie časti hviezdnej atmosféry – chromosféry.
V súčasnosti sa väčšina hviezd označuje písmenami O, B, A, F, G, K a M, kde trieda O označuje najteplejšie hviezdy a trieda M najchladnejšie. Na zapamätanie si poradia tried sa niekedy využíva anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me". Neformálne sa hviezdam jednotlivých spektrálnych typov prisudzujú takéto farby: O modré, B modro-biele, A biele, F žlto-biele, G žlté, K oranžové a M červené. Skutočná farba hviezdy určitého typu sa pri pozorovaní môže líšiť od týchto farieb v závislosti od optických podmienok a zdanlivej hviezdnej veľkosti.
V súčasnej klasifikácii hviezd, Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii, je spektrálne písmeno rozšírené o číslo 0 až 9, ktoré označuje desatinu rozsahu medzi dvoma hviezdnymi triedami, takže A5 je 5 desatín medzi triedami A0 a F0, ale A2 predstavuje 2 desatiny plného rozsahu od A0 do F0. Ďalšou veličinou zahrnutou v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii je svietivosť triedy vyjadrená rímskymi číslicami I, II, III, IV a V, ktoré vyjadrujú šírku určitej absorpcie čiar v hviezdnom spektre.
Secchiove triedy.
Medzi rokmi 1860 a 1870 vytvoril pioniersky spektroskopista, kňaz Angelo Secchi, tzv. secchiove triedy pre klasifikáciu pozorovaného spektra. V roku 1866 zaviedol tri triedy hviezdneho spektra.
V roku 1868 objavil karbónové hviezdy, ktoré zaradil do odlišnej triedy:
V roku 1877 pridal piatu triedu:
Po roku 1890 sa táto klasifikácia postupne nahradila Harvardskou klasifikáciou.
Harvardská spektrálna klasifikácia.
Harvardská spektrálna klasifikácia je jednorozmerná schéma. Hviezdy sú rozdelené podľa teploty povrchu od 2 000 do 40 000 kelvinov. Triedy udávajú teplotu atmosféry hviezdy a zoradené sú od najteplejších po najchladnejšie.
Hmotnosť, polomer a svietivosť uvedené pri každej triede sú vhodné iba pre hviezdy hlavnej postupnosti a nie pre červené obry. Na ľahké zapamätanie sa používa anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me", ktorá môže mať viac podôb. Táto neabecedná schéma bola vytvorená z predchádzajúcej schémy, ktorá používala písmená A až O, ale triedy hviezd boli preskupené do dnešnej podoby, keď sa objasnili vzťahy medzi teplotami hviezd a niekoľko tried sa vynechalo, pretože boli duplicitné s inými triedami.
Spektrálne triedy od O do M sa ďalej rozdeľujú arabskými číslicami 0 až 9. Napríklad A0 je označenie najhorúcejších hviezd v A skupine a A9 najchladnejších v tejto skupine. Slnko je klasifikované ako G2.
Pri zavedení Harvardskej klasifikácie bolo jasné, že hviezdy určitej triedy môžu mať rôznu svietivosť. Zistilo sa, že svietivosť je základným meradlom veľkosti hviezd. Zaviedlo sa päť tried svietivosti: I, II, III, IV a V. Trieda I sa vo všeobecnosti nazýva "nadobry", trieda II "jasné obry", trieda III "obry", trieda IV "podobry" a trieda V trpaslíky. Napríklad Slnko je hviezda G2V, čo sa môže interpretovať ako "žltá hviezda, dve desatiny k oranžovému trpaslíku". Najjasnejšia hviezda nočnej oblohy, Sírius, má typ A1V.
Dejiny.
Raná spektrálna klasifikácia od Angela Secchiho zo 60. rokov 19. storočia rozdelila hviezdy na tie s významnými čiarami z vodíkových Balmerových sérií (trieda I s podtypom reprezentujúcim mnohé hviezdy zo súhvezdia Orión), tie so spektrom, ktoré, podobne ako Slnko, vykazujú vápnikové a sodíkové čiary (trieda II), farebné hviezdy, ktorých spektrum vykazuje široké pásy (trieda III) a karbónové hviezdy (trieda IV). V 80. rokoch 19. storočia astronóm Edward Charles Pickering začal s mapovaním hviezdneho spektra na Harvard College Observatory. Prvým výsledkom jeho práce bol "Draperov katalóg hviezdneho spektra" publikovaný v roku 1890. Williamina Flemingová zaradila do tohto katalógu väčšinu druhov spektier. Tento katalóg využíval schému predtým používanú pri Secchiových triedach (I až IV), ktoré sa rozdelili do viacerých špecifických tried označených písmenami A až N. Boli použité aj písmená O, P a Q; O pre hviezdy, ktorých spektrum sa skladalo prevažne zo svetlých čiar, P pre planetárne hmloviny a Q pre hviezdy, ktoré sa nedali zaradiť do žiadnej inej triedy.
V roku 1897 ďalšia pracovníčka Harvardu, Antonia Mauryová, presunula podtyp Orion Secchiovej triedy I dopredu ako pozostatok Secchiovej triedy I, čím umiestnila súčasný typ B pred typ A. Bola prvou, čo takto urobila, hoci nepoužívala na označovanie spektrálnych tried písmená, ale sériu 22 očíslovaných typov od I po XXII. V roku 1901 sa Annie Jump Cannonová vrátila k označovaniu písmenami, ale vyhodila všetky písmená okrem O, B, A, F, G, K, a M, ktoré použila v tomto poradí, ako aj P pre planetárne hmloviny a Q pre zvláštne spektrá. Použila tiež typy ako B5A pre hviezdy v polovici medzi typmi B a A, F2G pre hviezdy jednu pätinu cesty z F do G a podobne. V roku 1912 Cannonová zmenila typy B, A, B5A, F2G... na B0, A0, B5, F2 a tak ďalej. Toto je v podstate moderná forma Harvardskej spektrálnej klasifikácie.
Indikácia Harvardskej spektrálnej klasifikácie cez povrchovú teplotu bola pochopená až po jej vytvorení. V 20-tych rokoch 20. storočia indický fyzik Megh Nad Saha odvodil teóriu ionizácie rozšírením známych myšlienok fyzikálnej chémie rozkladu molekúl ionizáciou atómov. Táto teória bola prvýkrát použitá na slnečnú chromosféru, a potom na hviezdne spektrá. Harvardská astronómka Cecilia Helena Paynová dokázala, že spektrálna postupnosť OBAFGKM je v skutočnosti postupnosťou teploty. Pretože postupnosť klasifikácie antedatovala ľudské pochopenie, že ide o teplotnú postupnosť, rozdelenie spektier medzi podtypy ako B3 alebo A7 záviselo od odhadu sily absorpcie vo hviezdnom spektre. Výsledkom sú podtypy, ktoré nie sú rozdelené žiadnym druhom matematického vyjadrenia intervalov.
Hviezdy O, B a A sú niekedy chybne nazývané „"skorými typmi"“, zatiaľ čo K a M zase „"neskorými typmi"“. Tieto zaradenia pochádzajú z modelov zo začiatku 20. storočia.
Dohodnuté a zdanlivé farby.
Dohodnuté farby sú v astronómii tradičné, reprezentujú farby porovnateľné s hlavnou farbou "hviezd triedy A", za ktorú je považovaná biela farba. Zdanlivá farba je farba hviezdy, ktorú vidí pozorovateľ, keď sa snaží opísať hviezdu na pozadí čiernej oblohy bez pozorovacej pomôcky, prípadne s ďalekohľadom. Používané tabuľkové farby sú štandardné farby D65, v ktorých je možné pozorovanie voľným okom. Väčšina hviezd na oblohe, s výnimkou tých najjasnejších, sa javí ako biela alebo modrobiela pri pozorovaní voľným okom bez pomôcok, pretože sú príliš matné pre rozoznanie farieb.
Slnko je biele. Niekedy je nazývané žltou hviezdou, pretože pri pozorovaní cez atmosféru sa javí ako žlté alebo červené. Pri priamom pozorovaní sa javí ako biele, ale to je spôsobené tým, že je príliš jasné na rozoznanie akýchkoľvek farieb. Astronomické obrázky často používajú množstvo prehnaných farieb, ale skutočná farba Slnka je biela (okrem slnečných škvŕn) bez rozlišovania iných farieb a veľmi sa podobá absolútnemu čiernemu telesu s teplotou 5 780 K (farebná teplota). Slnko patrí medzi hviezdy typu G.
MKK spektrálna klasifikácia.
MKK spektrálna klasifikácia (iniciály autorov), alebo Yerkeská spektrálna klasifikácia, je založená na spektrálnych čiarach závislých od gravitácie na povrchu hviezdy, ktorá súvisí so svietivosťou, na rozdiel od Harvardskej klasifikácie, ktorá je založená na povrchovej svietivosti. Túto klasifikáciu predstavili v roku 1943 William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan a Edith Kellman z observatória Yerkes Observatory. V roku 1953, po úpravách štandardov hviezd a kritérií klasifikácie, bola schéma označená ako MK - Morganova-Keenanova (William Wilson Morgan a Phillip C. Keenan).
Ak je polomer obrov oveľa väčší ako polomer trpaslíkov pri rovnakej hmotnosti – gravitácia, hustota plynu a tlak na povrchu obrov sú oveľa menšie ako u trpaslíkov. Tieto rozdiely sú viditeľné vo forme svietivostných javov, ktoré ovplyvňujú šírku a intenzitu nameraných spektrálnych čiar.
Rozoznávajú sa nasledovné triedy svietivosti:
Existujú aj okrajové triedy, napríklad trieda Ia0-Ia bude veľmi jasný nadobor hraničiaci s hyperobrom. Príklady v tabuľke dole. Spektrálny typ hviezdy nie je faktorom.
Spektrálne typy.
Nasledujúca ilustrácia predstavuje triedy hviezd s farbami, v akých ich vidí ľudské oko. Relatívne veľkosti sú pre hlavnú postupnosť trpasličích hviezd.
Trieda O.
Hviezdy triedy O sú veľmi horúce a jasné, modrej farby a väčšina ich vyžarovania sa nachádza v ultrafialovom rozsahu. Sú to najvzácnejšie hviezdy hlavnej postupnosti. Približne jedna z každých troch miliónov hviezd patrí do tejto skupiny. Niektoré z najmasívnejších hviezd sa nachádzajú v špeciálnej triede. Hviezdy triedy O sú príliš horúce a majú zložité okolie, čo komplikuje pozorovanie ich spektier.
Tieto hviezdy majú vyžarovanie približne miliónnásobne silnejšie ako je vyžarovanie Slnka. Majú dominantné čiary absorpcie a niekedy emisie pre He II čiary, významne ionizované (Si IV, O III, N III, C III) a neutrálne He čiary, zosilnené z O5 na O9 a významné vodíkové Balmerove čiary, ktoré nie sú až také silné ako neskoršie typy. Pretože ide o veľmi masívne hviezdy s extrémne horúcimi jadrami, ktoré spaľujú svoje vodíkové palivo veľmi rýchlo, tieto hviezdy ako prvé opúšťajú hlavnú postupnosť. Nedávne pozorovania Spitzerovým vesmírnym ďalekohľadom naznačujú, že v okolí týchto hviezd sa nenachádzajú planetárne systémy kvôli fotoodparovaciemu efektu.
Keď bola v roku 1943 prvýkrát popísaná MKK klasifikácia, jedinými podtypmi triedy O boli O5 až O9.5. V roku 1978 bola MKK rozšírená o O4 a postupne boli pridávané ďalšie typy O2, O3 a O3.5.
Trieda B.
Do triedy B patria veľmi jasné a modré hviezdy. Ich spektrum má neutrálne hélium, z ktorých najvýznamnejšie sú v podtriede B2,
a mierne vodíkové čiary. Ionizované kovové čiary zahŕňajú Mg II, Si II. Hviezdy typu O a B sú veľmi silné a existujú iba krátky čas, čo je dôvodom prečo sa nachádzajú v blízkosti miesta, kde vznikli. Často sa zhlukujú do hviezdokôp, ktoré sa nazývajú OB asociácie, ktoré sú pridružené k veľkým molekulárnym mrakom. Orion OB1 zoskupenie sa nachádza vo veľkej časti špirálového ramena našej galaxie a obsahuje veľa najjasnejších hviezd súhvezdia Orión. Približne 1 z každých 800 hviezd v galaxii je typu B.
Trieda A.
Hviezdy triedy A patria medzi najčastejšie hviezdy pozorovateľné voľným okom, sú biele alebo modrobiele. Majú silné vodíkové čiary s maximom na A0, tiež čiary ionizovaných kovov (Fe II, Mg II, Si II) s maximom na A5. Prítomnosť čiar Ca II je zosilnená. Do skupiny A patrí približne 1 z každých 160 hviezd hlavnej postupnosti.
Trieda F.
Hviezdy triedy F majú zosilnené "H" a "K" čiary pre Ca II. Neutrálne kovy (Fe I, Ch I) sa podobajú ionizovaným kovovým čiaram neskorších typov F. Pre ich spektrum sú typické slabšie vodíkové čiary a ionizované kovy. Ich farba je biela. Približne jedna z každých 33 hviezd hlavnej postupnosti patrí do triedy F.
Trieda G.
Hviezdy triedy G sú pravdepodobne najznámejšie, už len z toho dôvodu, že medzi ne patrí aj Slnko. Do tejto triedy patrí približne každá trinásta hviezda hlavnej postupnosti. Najdôležitejšie sú Ca II čiary "H" a "K", ktoré sú najvýznamnejšie na G2. Majú slabšie vodíkové čiary ako skupina F a neutrálne kovy.
Trieda K.
Do triedy K patria oranžové hviezdy, ktoré sú trochu chladnejšie ako Slnko. Niektoré K hviezdy sú obry a nadobry ako Arcturus. Majú veľmi slabé alebo žiadne vodíkové čiary a väčšinou neutrálne kovy (Mn I, Fe I, Si I). Prítomné sú aj molekulové zoskupenia oxidov titánu. Do tejto skupiny patrí približne každá ôsma hviezda hlavnej postupnosti. Existuje predpoklad, že spektrum hviezd triedy K je veľmi vhodné pre život.
Trieda M.
Trieda M je najbežnejšou triedou hviezd. Približne 76 % všetkých hviezd hlavnej postupnosti patrí do tejto triedy.
Väčšina týchto hviezd sú červené trpaslíky, ale patria sem aj obry a nadobry ako Antares, Betelgeuse a Mira. Do neskoršej M triedy patria aj teplejšie hnedé trpaslíky, ktoré majú spektrum väčšie ako L. To sa nachádza v rozhraní medzi M6,5 a M9,5. Spektrum hviezd triedy M obsahuje čiary patriace medzi molekulové a neutrálne kovy, vodíkové čiary väčšinou chýbajú. Oxidy titánu môžu byť veľmi silné, zvyčajne prevyšujúce nad M5. Oxidy vanádu sa vyskytujú v neskorších M.
Rozšírené spektrálne typy.
Mnohé nové spektrálne typy sa začali používať po objavení nových typov hviezd.
Triedy horúcich modrých vyžarujúcich hviezd.
Spektrá niektorých veľmi horúcich modrých hviezd dokazujú vyžarovanie emisií uhlíka a dusíka, alebo niekedy aj kyslíka.
Trieda W: Wolf-Rayet.
Trieda W alebo WR predstavuje superjasné Wolfove-Rayetové hviezdy, ktoré sú veľmi nezvyčajné kvôli ich atmosfére tvorenej hlavne z hélia namiesto vodíka. Predpokladá sa, že ide o umierajúce nadobry s ich vodíkovými vrstvami odfúknutými hviezdnym vetrom, ktorý sa vytvára pri ich vysokej teplote, čím priamo odhaľuje ich héliové vrstvy. Trieda W je ďalej rozdelená na podtriedy WN (WNE skorý typ (early) a WNL neskorý typ (late)) a WC (WCE skorý typ, WCL neskorý typ a rozšírenú triedu WO), vzhľadom na prevahu dusíkových a uhlíkových emisných čiar v ich spektrách (a vonkajších vrstvách).
Triedy OC, ON, BC, BN: Hviezdy O a B príbuzné Wolfovým-Rayetovým hviezdam.
Prechodom medzi pravými Wolfovými-Rayetovými hviezdami a obyčajnými horúcimi hviezdami tried O a B sú triedy OC, ON, BC a BN. Predstavujú krátke kontinuum od Wolfových-Rayetových hviezd po obyčajné OB hviezdy.
„Rozrezané“ hviezdy.
Rozrezané hviezdy sú hviezdy so spektrom typu O a WN sekvenciou ich spektier. Názov rozrezané pochádza z ich spektier s prierezom.
Je tu aj druhá skupina s týmto spektrom, chladnejšia prechodná skupina. Nachádzajú sa vo Veľkom Magellanovom mraku a ich označenie je "Ofpe/WN9".
Magnetické hviezdy typu O.
Sú hviezdy typu O so silným magnetickým poľom. Ich označenie je "Of?p" (za "?" sa dosadzuje číslo prislúchajúce danej hviezde).
„Trieda“ OB.
V zozname spektier sa nachádza aj "spektrum OB". V skutočnosti to nie je spektrum, ale ukazovateľ, ktorý znamená, že „spektrum tejto hviezdy je "neznáme", ale patrí do OB zoskupenia, takže pravdepodobne ide o hviezdu typu O alebo B, prípadne o veľmi horúcu hviezdu triedy A“.
Triedy chladných červených a hnedých trpaslíkov.
Neobvyklé spektrálne typy "L" a "T" boli vytvorené pre klasifikáciu infračervených spektier chladných hviezd. Tu sa zaraďujú červené a hnedé trpaslíky, ktoré majú veľmi slabé optické spektrum. Hypotetický spektrálny typ "Y" bol zarezervovaný pre objekty chladnejšie ako trpaslíky typu T, ktoré majú spektrum kvalitatívne odlišné od L trpaslíkov.
Trieda L.
Trpaslíky triedy L dostali svoje označenie preto, že sú chladnejší ako hviezdy typu M a "L" je posledné písmeno abecedne najbližšie ku písmenu M. "L" neznamená lítiový trpaslík, pretože väčšina týchto hviezd nemá vo svojich spektrách lítium. Niektoré z týchto objektov majú dostatočne veľkú hmotnosť na podporu jadrovej syntézy, takže celkovo sa tieto objekty môžu označovať ako "L" trpaslíky, nie L hviezdy. Majú veľmi tmavočervenú farbu a najsvetlejšie infračervené žiarenie. Ich atmosféra je dostatočne chladná pre výskyt kovových hydrátov a alkalických kovov v ich spektrách. Kvôli nízkej gravitácii veľkých hviezd, sa tu nikdy nevytvoria TiO- a VO-obsahujúce kondenzáty. Veľké hviezdy typu L sa nemôžu sformovať v izolovanom prostredí. Ale, nadobry typu L sa môžu sformovať po hviezdnej kolízii. Príkladom takejto hviezdy je V838 Monocerotis.
Trieda T: metánové trpaslíky.
Trpaslíky triedy T sú chladné hnedé trpaslíky s povrchovou teplotou približne 700 až 1 300 K. V ich spektrách prevláda metán.
Ak je súčasný výskum správny, tak triedy T a L môžu byť oveľa bežnejšie ako sa predpokladá. Zo skúmania mnohých Protoplanetárnych diskov a mnohých hviezd v Galaxii môže byť niekoľko rádových veľkostí väčších ako sa v skutočnosti predpokladá.
Trieda Y.
Spektrálna trieda Y bola navrhnutá pre hnedé trpaslíky, ktoré sú chladnejšie ako trpaslíky typu T a majú kvalitatívne rozdielne spektrum. Hoci boli takéto trpaslíky modelované , neexistuje zatiaľ žiadna definícia prototypu ich spektrálnej sekvencie a žiadni predstavitelia tejto skupiny zatiaľ neboli pozorovaní.
Od roku 2009, najchladnejšie hnedé trpaslíky majú odhadovanú teplotu medzi 500 až 600 K a boli označené ako spektrálna trieda T9. Tri príklady týchto hnedých trpaslíkov sú CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 a ULAS J003402.77−005206.7. Spektrá týchto objektov vykazujú absorpciu okolo 1,55 mikrometrov. Delorme s kolektívom navrhol, že táto charakteristická vlastnosť je spôsobená vďaka absorpcii z amoniaku a že by to malo byť chápané ako označenie prechodu medzi T-Y, čím by sa tieto objekty mohli označovať ako typ "YO". Ale túto vlastnosť je zložité odlíšiť od absorpcie vody a metánu a iní vedci označili typ YO ako unáhlený.
Triedy uhlíkatých obrov.
Uhlíkaté hviezdy sú hviezdy, ktorých spektrum indikuje produkciu uhlíka pomocou héliového tri-alfa procesu. So zvyšujúcim sa nadbytkom uhlíka a s nejakým súbežným S-procesom produkcie ťažkých prvkov sa spektrum týchto hviezd stáva stále viac odlišné od neskorších typov G, K a M. U obrov medzi týmito hviezdami sa predpokladá ich vlastná produkcia uhlíka. Predpokladá sa, že viaceré hviezdy tejto triedy môžu byť dvojitými hviezdami, ktorých neobvyklá atmosféra bola prevzatá z bývalej sprievodnej uhlíkatej hviezdy, z ktorej je teraz biely trpaslík.
Trieda C: uhlíkaté hviezdy.
Hviezdy pôvodne klasifikované ako R a N sú teraz známe ako uhlíkaté hviezdy. Sú to červené obry na konci ich života, s nadbytkom uhlíka v atmosfére. Staré R a N triedy boli zaradené do normálneho systému klasifikácie. Neskôr boli prepracované do jednoznačného uhlíkatého klasifikátora C s N0 začínajúcim približne na C6. Ďalšou podskupinou chladných uhlíkatých hviezd sú hviezdy typu J, ktoré sú charakteristické veľkým výskytom molekúl 13CN a tiež 12CN. Je známych len niekoľko uhlíkatých trpasličích hviezd, prevyšujúcu väčšinu uhlíkatých hviezd tvoria obry a nadobry.
Trieda S.
Hviezdy typu S majú čiary oxidu zirkoničitého popri (zriedkavo namiesto) oxidoch titánu a nachádzajú sa medzi hviezdami typu M a uhlíkatými hviezdami. Tieto hviezdy majú nadbytok zirkónia a ďalších prvkov vytváraných pri S-procese, a ich nadbytok uhlíka a kyslíka je porovnateľný s hviezdami typu M. Uhlík a kyslík sa viaže do molekúl oxidu uhoľnatého. Podobne ako uhlíkaté hviezdy, aj hviezdy typu S sú prevažne obry a nadobry.
Triedy MS a SC: uhlíkato-prepojené triedy.
Medzi triedou M a triedou S sa nachádza hraničná trieda MS hviezd. Podobne existuje hraničná trieda medzi triedou S a C-N, ktorá sa označuje SC alebo CS. Predpokladá sa, že sekvencia M → MS → S → SC → C-N je sekvenciou narastajúceho nadbytku uhlíka.
Klasifikácia bielych trpaslíkov.
Trieda D je modernou triedou používanou pre klasifikáciu bielych trpaslíkov, hviezd s nízkou hmotnosťou, u ktorých už neprebieha jadrová syntéza a ktoré sa zmenšili na planetárnu veľkosť, pričom sa pomaly ochladzujú. Trieda D je ďalej rozdelená na spektrálne typy DA, DB, DC, DO, DQ, DX, a DZ. Tieto písmená sa netýkajú písmen používaných pri klasifikácii ostatných typov hviezd, ale namiesto toho udávajú zloženie vonkajších vrstiev atmosféry bieleho trpaslíka.
Postupnosť typov bielych trpaslíkov:
Za typom nasleduje číslo udávajúce povrchovú teplotu bieleho trpaslíka. Číslo je zaokrúhleným tvarom formy 50400/Teff, kde Teff je efektívna teplota meraná v kelvinoch. Pôvodne bolo toto číslo zaokrúhľované na jednu z cifier 1 až 9, ale neskôr sa začali používať zlomkové hodnoty podobne ako hodnoty pod 1 a nad 9. Na označenie bieleho trpaslíka, ktorý vykazuje viac ako jednu spektrálnu štruktúru, môžu byť použité dve alebo viac písmen. Písmeno "V" sa používa na označenie pulzujúcich bielych trpaslíkov.
Rozšírené spektrálne typy bielych trpaslíkov:
Variabilné hviezdne označenia:
Nehviezdne spektrálne typy: trieda P &amp; Q.
Triedy P a Q sa občas používajú pre určité nehviezdne objekty. Objekty typu P sú planetárne hmloviny a objekty typu Q sú novy.
Spektrálne zvláštnosti.
Za spektrálnym typom môže nasledovať dodatočná nomenklatúra vo forme malých písmen. Tá určuje zvláštne štruktúry v spektre.
Napríklad Alioth (alebo "Epsilon Ursae Majoris") má označenie spektrálneho typu A0pCr, indikujúce základnú klasifikáciu A0 so silnými emisnými čiarami pre prvok chróm. Existuje niekoľko základných tried chemicky atypických hviezd, kde sa spektrálne čiary počtu prvkov javia abnormálne silné.
Fotometrická klasifikácia.
Hviezdy môžu byť klasifikované aj podľa ich fotometrických dát podľa nejakého fotometrického systému. Napríklad UBV systém určuje triedy podľa spektra a svetelnosti. Fotometrické systémy s viacerými farbami umožňujú precíznejšie určovanie hviezdnych tried a fyzikálnych parametrov. Najpresnejšie určovanie vychádza z merania spektier.
UBV systém.
"UBV systém" alebo "Johnsonov systém" (prípadne "Johnsonov-Morganov systém") je širokopásmový fotometrický systém na klasifikáciu hviezd podľa ich farby. Je to prvý známy štandardizovaný fotometrický systém. Písmená U, B a V znamenajú ultrafialové, modré (blue) a vizuálne magnitúdy, ktoré sa merajú na hviezde na klasifikáciu v tomto systéme. Voľba farieb je preto práve takáto, pretože fotografický film je citlivý na tieto farby. Systém zaviedli v 50. rokoch 20. storočia americkí astronómovia Harold Lester Johnson a William Wilson Morgan.