スペクトル分類
1860年代から1870年代の間、恒星の分光学者の先駆者であるアンジェロ・セッキが、観測されたスペクトルを分類するために独自の分類を考案した。1866年までに、セッキは以下の表に示すIからIIIまでの3つの恒星のスペクトルの分類を開発した。
1890年代後半、セッキによるスペクトルの分類法はハーバード分類に取って代わられるようになった。
セッキによる分類に用いられているローマ数字は、ヤーキスの光度階級に用いられているローマ数字や中性子星の分類に提案されているものとは完全に無関係であるため、混同しないよう注意が必要である。
そのため、現在の定義は窒素のスペクトル線で、N III λ 4634-40-42 に対する N IV λ 4058 の強度比を用いている。
O型星は支配的な吸収線を持ち、またしばしばヘリウム II の輝線と、イオン (Si IV、O III、N III と C III) と中性ヘリウムの顕著なスペクトル線が見られ、O5からO9に向かって強くなる。また、顕著なバルマー線も持つが、より晩期型のものほど強くはない。O型星は非常に重いため、非常に高温な核を持ち水素を急速に燃焼している。そのため、O型星は主系列段階を最初に外れる恒星である。
1943年にMKK分類法が最初に記述された際は、O型の細分類として用いられたのはO5からO9.5までのみであった。MKKの分類は1971年にO9.7まで拡張され、さらにO2、O3、O3.5を追加する新しい分類法が後に導入された。
スペクトルがWN型に似た線を持つO型星は "slash stars" と呼ばれる。名称の "slash" は、スペクトル型を表記する際に "Of/WNL" のようにスラッシュを用いて表記されることに由来する。
このスペクトルを持つ、より低温で「中間的」な "Ofpe/WN9" と分類される二次分類が発見されている。これらの恒星はWN10やWN11とされる場合もあるが、この分類は他のウォルフ・ライエ星との進化の違いが分かってくるに連れて好まれなくなった。最近のより希少な恒星の発見により slash stars の範囲は O2-3.5If/WN5-7 にまで拡張された。これらは元々の slash stars よりもさらに高温なものである。
L型矮星はM型星よりも低温であり、使用されていないアルファベットの中でMに最も近いものがLであるためにこの文字が選ばれた。これらの天体の一部は水素の核融合を起こすのに十分な質量を持っており、したがってそのような天体は恒星に分類される。しかし大部分は恒星より軽い質量を持つ褐色矮星である。これらの天体は非常に暗い赤色を示し、赤外線の波長で最も明るい。L型星の大気は金属水素化物とアルカリ金属が主要なスペクトルを占める程度に低温である。
巨星では表面重力が小さいため、TiO や VO を含む凝縮物は生成されない。そのため、孤立した環境では矮星よりも大きなL型星は決して形成されない。しかし恒星の衝突を介してL型のスペクトルを示す超巨星が形成される可能性はある。その一例がいっかくじゅう座V838星であり、高輝度赤色新星の増光を起こしている最中にL型のスペクトルを示したことが報告されている。