Phân loại sao

Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. Quang phổ thiên văn cho ta một cách để phân loại sao theo các vạch hấp thụ của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến. Các sơ đồ có từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ "A" đến "P", là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.
Hầu hết các ngôi sao hiện được phân loại theo phân loại Morgan–Keenan (MK) sử dụng các chữ cái "O", "B", "A", "F", "G", "K" và "M", một chuỗi từ nóng nhất (loại "O") đến lạnh nhất (loại "M"). Sau đó, mỗi lớp được chia nhỏ bằng cách sử dụng một chữ số với "0" là nóng nhất và "9" là lạnh nhất (ví dụ: A8, A9, F0 và F1 tạo thành một chuỗi từ nóng hơn đến lạnh hơn). Lớp quang phổ cũng được mở rộng với các lớp dành cho các ngôi sao khác và các vật thể giống sao không phù hợp với hệ thống cổ điển, chẳng hạn như lớp "D" dành cho sao lùn trắng và các lớp "S" và "C" cho các ngôi sao carbon.
Phân loại hiện đại.
Hệ thống phân loại hiện đại được gọi là phân loại "Morgan–Keenan" (MK). Mỗi ngôi sao được gán một loại quang phổ (từ phân loại quang phổ cũ của Harvard, không bao gồm độ sáng) và một loại độ sáng sử dụng các chữ số La Mã, tạo thành loại quang phổ của ngôi sao.
Phân loại quang phổ Harvard.
Một cách ghi nhớ phổ biến để ghi nhớ thứ tự của các chữ cái loại quang phổ, từ nóng nhất đến lạnh nhất, là "Oh, Be A Fine Guy/Girl: Kiss Me!".
Các lớp quang phổ từ O đến M, cũng như các lớp khác, được chia nhỏ bằng các chữ số Ả Rập (0–9), trong đó 0 biểu thị các ngôi sao nóng nhất của một lớp nhất định. Ví dụ: A0 biểu thị những ngôi sao nóng nhất trong lớp A và A9 biểu thị những ngôi sao lạnh nhất. Ngoài ra, số thập phân cũng được sử dụng, ví dụ, Mu Normae được phân loại là O9.7. Mặt Trời được phân loại là G2.
Phân loại quang phổ Yerkes.
"Phân loại quang phổ Yerkes", còn được gọi là "MK," hoặc Morgan-Keenan (còn được gọi là MKK, hoặc Morgan-Keenan-Kellman) từ tên viết tắt của các tác giả, là một hệ thống phân loại quang phổ sao được giới thiệu vào năm 1943 bởi William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, và Edith Kellman từ Đài quan sát Yerkes. Sơ đồ phân loại hai chiều (nhiệt độ và độ sáng) này dựa trên các vạch quang phổ nhạy cảm với nhiệt độ sao và lực hấp dẫn bề mặt, có liên quan đến độ sáng (trong khi "phân loại của Harvard" chỉ dựa trên nhiệt độ bề mặt). Sau đó, vào năm 1953, sau một số sửa đổi đối với danh sách các ngôi sao tiêu chuẩn và tiêu chí phân loại, sơ đồ này được đặt tên là "phân" "loại Morgan–Keenan", hay "MK", vẫn được sử dụng cho đến ngày nay.
Vì bán kính của các sao khổng lồ lớn hơn nhiều so với các sao lùn trong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên trọng trường, và vì thế mật độ các khí cũng như áp suất, trên bề mặt của sao khổng lồ thấp hơn nhiều so với sao lùn.
Các khác biệt này hiển nhiên tạo thành các "hiệu ứng chiếu sáng", có ảnh hưởng đến cả bề rộng lẫn cường độ của các vạch quang phổ, làm chúng có thể đo được.
Các dạng quang phổ.
Lớp O.
Các ví dụ lớp O: 
Bổ sung các dạng quang phổ.
Lớp W: Wolf–Rayet.
Từng được coi là sao loại O, các sao Wolf–Rayet thuộc loại W hoặc WR, đáng chú ý vì quang phổ thiếu các vạch hydro. Thay vào đó quang phổ của chúng bị chi phối bởi các vạch phát xạ rộng của heli, nitơ, carbon và đôi khi là oxy bị ion hóa cao. Sao Wolf–Rayet phần lớn được cho là những sao siêu khổng lồ sắp chết với các lớp hydro của chúng bị gió sao thổi bay, do đó trực tiếp làm lộ lớp vỏ heli nóng của chúng. Lớp W được chia thành các lớp con theo cường độ tương đối của các vạch phát xạ nitơ và carbon trong quang phổ của chúng (và các lớp outer).
Các lớp sao lùn đỏ và sao lùn nâu lạnh.
Các loại quang phổ mới L, T và Y được tạo ra để phân loại quang phổ hồng ngoại của các ngôi sao lạnh. Điều này bao gồm cả sao lùn đỏ và sao lùn nâu rất mờ nhạt trong phổ nhìn thấy được.
Lớp L.
Một số sao lùn loại L có khối lượng đủ lớn để hỗ trợ phản ứng tổng hợp hydro và do đó là sao, nhưng hầu hết có khối lượng dưới sao và do đó là sao lùn nâu. Chúng có màu đỏ rất sẫm và sáng nhất trong tia hồng ngoại. Bầu khí quyển của chúng đủ lạnh để cho phép các hydride và kim loại kiềm nổi bật trong quang phổ của chúng.
Lớp T: sao lùn methan.
Sao lùn loại T là những sao lùn nâu lạnh có nhiệt độ bề mặt trong khoảng từ . Methan nổi bật trong quang phổ của chúng.
Lớp Y.
Các sao lùn nâu thuộc lớp quang phổ Y lạnh hơn so với các ngôi sao thuộc lớp quang phổ T. Tính đến tháng 8 năm 2013, có tổng cộng 17 vật thể được xếp vào lớp Y. Mặc dù những ngôi sao lùn như vậy đã được lập mô hình và được phát hiện trong phạm vi 40 năm ánh sáng bởi Vệ tinh Thăm dò Khảo sát Hồng ngoại Phạm vi rộng (WISE) vẫn chưa có dãy quang phổ được xác định rõ ràng và chưa có nguyên mẫu. Tuy nhiên, một số đối tượng đã được đề xuất là các lớp quang phổ Y0, Y1 và Y2.
Lớp C: sao carbon.
Ban đầu được phân loại là sao R và N, chúng còn được gọi là "sao carbon". Đây là những sao khổng lồ đỏ gần cuối đời, trong đó có lượng carbon dư thừa trong khí quyển.
Lớp S.
Những sao loại S giống với sao loại M nhất có dải hấp thụ ZrO mạnh tương tự như dải TiO của sao loại M, trong khi những sao giống với sao carbon nhất có vạch natri D mạnh và dải C2 yếu.
Loại quang phổ này được tạo thành bởi chữ S và một số từ 0 đến 10. Con số này tương ứng với nhiệt độ của ngôi sao và xấp xỉ theo thang nhiệt độ được sử dụng cho những sao khổng lồ loại M. Các loại phổ biến nhất là S3 đến S5. Ký hiệu phi tiêu chuẩn S10 chỉ được sử dụng cho sao Chi Cygni khi ở mức tối thiểu.
Phân loại sao lùn trắng.
Loại D (cho các chất khí suy biến) là cách phân loại hiện đại được sử dụng cho các sao lùn trắng—những ngôi sao có khối lượng thấp không còn trải qua phản ứng tổng hợp hạt nhân nữa và đã co lại thành kích thước hành tinh, đang dần nguội đi. Lớp D được chia thành các loại quang phổ DA, DB, DC, DO, DQ, DX và DZ.
Các loại quang phổ sao lùn trắng:
Quang phổ không phải sao: Lớp P và Q.
Cuối cùng, các lớp P và Q là các lớp quang phổ còn sót lại từ hệ thống do Cannon phát triển cho "Danh mục Henry Draper". Đôi khi chúng được sử dụng cho một số vật thể không phải sao: Các vật thể loại P là các ngôi sao trong tinh vân hành tinh (điển hình là các sao lùn trắng trẻ hoặc sao khổng lồ loại M nghèo hydro); các đối tượng loại Q là novae.