Херцшпрунг-Раселов дијаграм
Спектрален тип
Кафеави џуџиња
Бели џуџиња
Црвени џуџиња
Подџуџиња
Главна низа  
(„џуџиња")
Подџинови
Џинови
Сјајни џинови
Суперџинови
Хиперџинови
апсолутна  
вели-  
чина  
(MV)

Во астрономијата, **ѕвездената класификација** е класификација на ѕвездите врз основа на температурата на фотосферата и нејзиното поврзување со спектралните одлики.

Спектрален тип
--------------

Оваа класификација на сликата ги објаснува ѕвездите преку бојата која е многу блиску до онаа што ја гледа човечкото око. Проценките за ѕвездите „џуџиња" се релативни. 

Спектрална класификација Морган-Кинан

### Класа O

Ѕвездите од класата **O** се многу врели и многу светли, со сина боја. Всушност, повеќето од нив зрачат ултравиолетово. Ова се најретки ѕвезди, и се смета дека на секои три милиони ѕвезди доаѓа една ѕвезда од класата **O**.

**Примери:** Зета Орион, Зета Крма, Ламбда Орион, Делта Орион
### Класа B

Ѕвездите од класата **B** се изразено светли и сини. Нивниот спектар содржи неутрален хелиум. Ова се моќни ѕвезди кои постојат кратко време, па според тоа не се оддалечуваат многу од местото каде што настанале. Овие ѕвезди имаат тенденција да се соберат во заедничко јато, и да се спојат со џиновски молекуларен облак. Се смета дека една од 800 ѕвезди припаѓа на класата **B** stars..

**Примери:** Ригел, Спица, сјајното ѕвездено јато Плејади
### Класа A

Ѕвездите од класата **A** се меѓу најобичните ѕвезди што може да ги види човечкото око, а по боја се бели или сино-бели. Содржат силни водородни линии, а исто така и линии на јонизиран метал (Fe II, Mg II, Si II). Присуството на линии од Ca II е забележливо. Се смета дека една на секои 160 ѕвезди е од класата **A**.

**Примери:** Вега, Сириус, Денеб
### Класа F

Ѕвездите од класа **F** имаат силни линии од Ca II. Неутралните метали (Fe I, Cr I) започнуваат да се претвораат во линии на јонизиран метал. Нивната боја е бела. Се смета дека на секои 33 ѕвезди, една е од класата **F**.

**Примери:** Arrakis, Canopus, Procyon

Белешки
-------

1. 1 2 3 4  These proportions are fractions of stars brighter than absolute magnitude 16; lowering this limit will render earlier types even rarer while generally adding only to the M class.

Ѕвездите од класа G се веројатно најпознатите за нас, најглавно бидејќи нашето сонце е во оваа класа. Околу 1 во 13 од главните последователни ѕвезди од нашите "комшиски" сончеви системи се ѕвезди од класата G. Тие имаат послаби водородни обвивки од класата F, но заедно со јонизираните метали, тие имаат неутрални метали. Супергигантските ѕвезди најчесто варираат меѓу О и Б (сини) или К и М (црвени) класи. Додека тие го прават ова, не остануваат за долго во Г класификацијата бидејќи е екстремно нестабилно за еден супергигант од ѕвезда да биде таму.

Харвардска спектрална класификација
-----------------------------------

The Harvard classification system is a one-dimensional classification scheme using single letters of the alphabet, optionally with numeric subdivisions, to group stars according to their spectral characteristics. Main-sequence stars vary in surface temperature from approximately 2.000 to 50.000 K, whereas more-evolved stars can have temperatures above 100.000 K. Physically, the classes indicate the temperature of the star's atmosphere and are normally listed from hottest to coldest, as is done in the following table.

| Класа | Делотворна температура | Обичајо опишана боја | Вистинска привидна боја | Маса(сончеви маси) | Полупречник(сончеви полупречници) | Сјајност(болометриска) | Водороднилинии | Застапеност воглавнонизните ѕвезди |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| O | ≥ 30.000 K | сина | сина | ≥ 16 M☉ | ≥ 6,6 R☉ | ≥ 30.000 L☉ | слаби | ~0,00003% |
| B | 10.000–30.000 K | синобела | темна синобела | 2,1–16 M☉ | 1,8–6,6 R☉ | 25–30.000 L☉ | средни | 0,13% |
| A | 7.500–10.000 K | бела | синобела | 1,4–2,1 M☉ | 1,4–1,8 R☉ | 5–25 L☉ | изразени | 0,6% |
| F | 6.000–7.500 K | жолтобела | бела | 1,04–1,4 M☉ | 1,15–1,4 R☉ | 1,5–5 L☉ | средни | 3% |
| G | 5.200–6.000 K | жолта | жолтеникава бела | 0,8–1,04 M☉ | 0,96–1,15 R☉ | 0,6–1,5 L☉ | слаби | 7,6% |
| K | 3.700–5.200 K | портокалова | бледа жолтопортокалова | 0,45–0,8 M☉ | 0,7–0,96 R☉ | 0,08–0,6 L☉ | многу слаби | 12.1% |
| M | 2.400–3.700 K | црвена | светла портокаловоцрвена | 0,08–0.45 M☉ | ≤ 0,7 R☉ | ≤ 0,08 L☉ | многу слаби | 76,45% |
| L | 1.300–2.400 K | црвенокафеава | гримизна | 0,005–0,08 M☉ | 0,08–0,15 R☉ | 0,00005–0,001 L☉ | крајно слаби |  |
| T | 500–1.300 K | кафеава | магента | 0,001–0,07 M☉ | 0,08–0,14 R☉ | 0,000001–0,00005 L☉ | крајно слаби |  |
| Y | ≤ 500 K | темнокафеава | црна | 0,0005–0,02 M☉ | 0,08–0,14 R☉ | 0,0000001–0,000001 L☉ | крајно слаби |  |

Наводи
------

1. 1 2 3 4 5  Glenn LeDrew; *The Real Starry Sky*, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. *Note:* Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
2. 1 2 3 4  Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, *Astronomy and Astrophysics Supplement Series* **46** (November 1981), pp. 193–237, Bibcode: 1981A&AS...46..193H. Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
3. ↑  T. J. Dupuy & A. L. Kraus; Kraus (2013). „Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects". *Science*. published online 5 September 2013 (6153): 1492–1495. arXiv:1309.1422. Bibcode:2013arXiv1309.1422D. doi:10.1126/science.1241917.
4. ↑  Carsten Weidner; Jorick Vink (2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". arXiv:1010.2204v1 [astro-ph.SR].
5. ↑  The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
6. ↑  „The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21. Архивирано од изворникот на 2013-12-03. Посетено на 2007-09-26. — Explains the reason for the difference in color perception.
7. ↑  Charity, Mitchell. „What color are the stars?". Посетено на 2006-05-13.
8. 1 2 3  Baraffe, Chabrier, Barman, Allard & Hauschildt; Chabrier; Barman; Allard; Hauschildt (2003). „Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458". *Astronomy and Astrophysics*. **402** (2): 701. arXiv:astro-ph/0302293. Bibcode:2003A&A...402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
9. ↑  Dr. J. Davy Kirkpatrick and Dr. Robert Hurt, Infrared Processing and Analysis Center. "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Архивирано на 17 ноември 2011 г..
10. ↑  Burrows et al. The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: 719–65

Надворешни врски
----------------

* Libraries of stellar spectra, D. Montes, UCM
* Webfooted Astronomer Архивирано на 14 март 2012 г.
* The rate of period change in pulsating DB white dwarf stars, A. H. Corsico, L. G. Althaus, has the DAV, DBV, & DOV explanation.
* The Close DAO+dM Binary RE J0720-318: A Stratified White Dwarf with a Thin H Layer and a Possible Circumbinary Disk Архивирано на 15 јули 2010 г. DAO type White Dwarf.
* The Spatial Distribution and Kinematics of Cool Metallic Line White Dwarfs Архивирано на 1 јули 2008 г. has DAZ and DBZ spectrums
* A K-Band Spectral Atlas of Wolf-Rayet Stars, has WC, WN, and WO spectrums
* Properties of the WO Wolf-Rayet stars, has WO spectrum ranging from WO1 to WO5
* Spectral Types for Hipparcos Catalogue Entries
* Архивирано на 4 февруари 2009 г. has the luminous subclasses.
* Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823-4633574, J. Davy Kirkpatrick et al.