恒星光谱：修订间差异

! [[有效溫度]]<ref name="calib">{{Cite journal|title=Empirical bolometric corrections for the main-sequence|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A%26AS...46..193H|last=Habets|first=G. M. H. J.|last2=Heintze|first2=J. R. W.|date=1981-11-01|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=46|pages=193–237|issn=0365-0138|quote=Luminosities are derived from M_bol figures, using M_bol(☉)=4.75.|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref name="weidner">{{Cite journal|title=The masses, and the mass discrepancy of O-type stars|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201014491|last=Weidner|first=C.|last2=Vink|first2=J. S.|date=2010-12|journal=Astronomy & Astrophysics|doi=10.1051/0004-6361/201014491|volume=524|pages=A98|arxiv=1010.2204|bibcode=2010A&A...524A..98W|issn=0004-6361}}</ref>

! abbr="色度" | [[色度 (物理學)|色度]]<br />（對應於織女星）<ref name="Charity">{{cite web|title=What color are the stars?|url=http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/|accessdate=13 May 2006|last=Charity|first=Mitchell|work=Vendian.org|||}}</ref><ref name="ATNFcolor">{{cite web|title=The Colour of Stars|url=http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|date=2018-10-17|publisher=Australia Telescope National Facility|access-date=2020-07-09|||}}</ref><ref group=lower-alpha>這是相對的顏色，[[織女星]]通常被認為是藍色星，但被做為"白色"的標準。</ref>

! abbr="色度" | 色度<br />（{{link-en|D65| Illuminant D65}}）<ref name="Charity" /><ref name="möre">{{cite book |title=The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats ||publisher=Guinness |first=Patrick |last=Moore |edition= 4th |date=1992 |isbn=978-0-85112-940-2}}</ref><ref>{{cite web|title=The Colour of Stars|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|accessdate=26 September 2007|date=21 December 2004|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|||}}</ref><ref group=lower-alpha>Chromaticity can vary significantly within a class; for example, the [[Sun]] (a G2 star) is white, while a G9 star is yellow.</ref>

! 主序星質量<ref name="calib" /><ref name=bdevol/><br />([[太陽質量]])

! 主序星半徑<ref name="calib" /><ref name="bdevol" /><br />([[太陽半徑]])

! 主序星光度<ref name="calib" /><ref name="bdevol" /><br />([[絕對星等#全波段星等|全波段]])

! 總佔比<br />[[主序星]]<ref name="LeDrew2001"/>

光譜類型從O到M，以及後續討論其它更專業的類別，以[[阿拉伯數字]]（0-9）細分。其中0表示類型中最熱的星，例如A0表示A型中最熱的，A9表示A型中最冷的；也允許使用小數分級，例如[[矩尺座μ]]的分類為O9.7<ref>{{Cite journal|title=THE GALACTIC O-STAR SPECTROSCOPIC SURVEY (GOSSS). II. BRIGHT SOUTHERN STARS|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/211/1/10|last=Sota|first=A.|last2=Apellániz|first2=J. Maíz|date=2014-02-25|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|issue=1|doi=10.1088/0067-0049/211/1/10|volume=211|pages=10|arxiv=1312.6222|bibcode=2014ApJS..211...10S|issn=0067-0049|last3=Morrell|first3=N. I.|last4=Barbá|first4=R. H.|last5=Walborn|first5=N. R.|last6=Gamen|first6=R. C.|last7=Arias|first7=J. I.|last8=Alfaro|first8=E. J.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。[[太陽]]被歸類為G2<ref name="SunSpectrum">{{Cite book|title=Guide to the Sun|publisher=[[Cambridge University Press]]|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|pages=47–53|date=1995|isbn=978-0-521-39788-9}}</ref>。

直到其發展後，哈佛大學並不完全了解其對恆星的分類是依據[[光球]]的[[溫度]]（或者更明確的說是它的[[有效溫度]]）的事實。而是到[[赫羅圖]]首度被制定（1914年）之後，才完全理解。但這說法常被懷疑是否是真的<ref>{{Cite journal|title=Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1914PA.....22..275R/abstract|last=Russell|first=Henry Norris|date=1914-05|journal=Popular Astronomy|volume=22|pages=275–294|language=en|issn=0197-7482|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。在1920年代，印度物理學家[[梅格納德·薩哈]]經由擴展眾所周知的物理化學中關於分子電離到原子電離的思想，從而推導出電離理論。他首先應用在太陽的色球，然後應用於恆星光譜<ref>{{Cite journal|title=On a physical theory of stellar spectra|url=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rspa.1921.0029|date=1921-05-02|journal=Proceedings of the Royal Society of London. Series A, Containing Papers of a Mathematical and Physical Character|issue=697|doi=10.1098/rspa.1921.0029|volume=99|pages=135–153|language=en|bibcode=1921RSPSA..99..135S|issn=0950-1207|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

哈佛的天文學家[[塞西莉亞·佩恩-加波施金|塞西莉亞·佩恩]]隨後證明"O-B-A-F-G-K-M"的光譜序列實際上是溫度序列<ref>{{Cite journal|title=Stellar Atmospheres; a Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1925PhDT.........1P|last=Payne|first=Cecilia Helena|date=1925|journal=|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。由於分類的序列早於我們關於它是溫度序列的認知，因此將光譜放置到指定的子分類（例如B3或A7）取決於（主要是主觀）恆星光譜中吸收特徵強度的估計。因此，這些子類型的間隔沒有分為能以數學均勻表示的任何類型。

[[File:Dwarf star spectra (luminosity class V) from Pickles 1998.png|缩略图|upright=1.65|蒙太奇的主序星假色光譜<ref>{{Cite journal|title=A Stellar Spectral Flux Library: 1150–25000 Å|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/316197|last=Pickles|first=A. J. |date=1998-07|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|issue=749|doi=10.1086/316197|volume=110|pages=863–878|language=en|bibcode=1998PASP..110..863P|issn=0004-6280|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。]]

''耶基斯光譜分類''也以創建者首字母組合稱為''MKK''系統，是在1943年由[[耶基斯天文台]]（舊譯為葉凱士天文台）的[[威廉·威爾遜·摩根]]、{{link-en|菲利浦·蔡爾茲·基南|Philip Childs Keenan}}和{{link-en|伊迪絲·凱爾曼|Edith Kellman}}共同制定和引入的恆星光譜分類<ref>{{Cite book|title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1943assw.book.....M/abstract|date=1943|language=en|first=William Wilson|last=Morgan|first2=Philip Childs|last2=Keenan|first3=Edith|last3=Kellman|bibcode=1943assw.book.....M|oclc=1806249|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。這個二維（[[溫度]]和[[光度]]）的分類法是基於[[譜線]]對恆星溫度和[[表面重力]]的敏感度；這與光度有關，而"哈佛分類"只基於表面溫度。後來，在1953年對標準星和分類標準的清單做了一些修訂之後，這個分類法被命名為"摩根-基南分類"，或稱為''MK''<ref name="ref_MK">{{Cite journal|title=Spectral Classification|url=http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.11.090173.000333|last=Morgan|first=W. W.|last2=Keenan|first2=P. C.|date=1973-09|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|issue=1|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333|volume=11|pages=29–50|language=en|bibcode=1973ARA&A..11...29M|issn=0066-4146|access-date=2020-10-24|||}}</ref>，並且至今仍在使用中。

如下表所示，區分了許多不同的''光度分類''<ref name="CDS">{{cite web|title=A note on the spectral atlas and spectral classification|url=https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/note.html|accessdate=2 January 2015|publisher=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]|||}}</ref>：

| [[天鵝座OB2#12]] – B3-4Ia+<ref name="Caballero-Nieves">{{Cite journal|title=A HIGH ANGULAR RESOLUTION SURVEY OF MASSIVE STARS IN CYGNUS OB2: RESULTS FROM THE HUBBLE SPACE TELESCOPE FINE GUIDANCE SENSORS|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/147/2/40|last=Caballero-Nieves|first=S. M.|last2=Nelan|first2=E. P.|date=2014-01-14|journal=The Astronomical Journal|issue=2|doi=10.1088/0004-6256/147/2/40|volume=147|pages=40|arxiv=1311.5087|bibcode=2014AJ....147...40C|issn=0004-6256|last3=Gies|first3=D. R.|last4=Wallace|first4=D. J.|last5=DeGioia-Eastwood|first5=K.|last6=Herrero|first6=A.|last7=Jao|first7=W.-C.|last8=Mason|first8=B. D.|last9=Massey|first9=P.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

| [[天津一]]（天鵝座γ）– F8Iab<ref name="GrayDF">{{Cite journal|title=PHOTOSPHERIC VARIATIONS OF THE SUPERGIANT γ Cyg|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/140/5/1329|last=Gray|first=David F.|date=2010-11-01|journal=The Astronomical Journal|issue=5|doi=10.1088/0004-6256/140/5/1329|volume=140|pages=1329–1336|bibcode=2010AJ....140.1329G|issn=0004-6256|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

| [[廁二]]（天兔座β）– G0II<ref name="Lyubimkov">{{Cite journal|title=Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x|first1=Leonid S.|last2=Lambert|first2=David L.|date=February 2010|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=2|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x|volume=402|pages=1369–1379|arxiv=0911.1335|bibcode=2010MNRAS.402.1369L|last3=Rostopchin|first3=Sergey I.|last4=Rachkovskaya|first4=Tamara M.|last5=Poklad|first5=Dmitry B.|last1=Lyubimkov|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

| [[大角星]]（牧夫座α）– K0III<ref name="GrayRO">{{Cite journal|title=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I.|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/378365|last=Gray|first=R. O.|last2=Corbally|first2=C. J.|date=2003-10|journal=The Astronomical Journal|issue=4|doi=10.1086/378365|volume=126|pages=2048–2059|language=en|arxiv=astro-ph/0308182|bibcode=2003AJ....126.2048G|issn=0004-6256|last3=Garrison|first3=R. F.|last4=McFadden|first4=M. T.|last5=Robinson|first5=P. E.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

| [[HD 149382]] – sdB5 '或'' B5VI<ref name="Cenarro">{{Cite journal|title=Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters|first1=A. J.|last2=Peletier|first2=R. F.|date=January 2007|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=2|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x|volume=374|pages=664–690|arxiv=astro-ph/0611618|bibcode=2007MNRAS.374..664C|last3=Sanchez-Blazquez|first3=P.|last4=Selam|first4=S. O.|last5=Toloba|first5=E.|last6=Cardiel|first6=N.|last7=Falcon-Barroso|first7=J.|last8=Gorgas|first8=J.|last9=Jimenez-Vicente|first9=J.|first10=A.|last1=Cenarro|last10=Vazdekis}}</ref>''

| [[范马南星|范馬南星2]] – DZ8 <ref name="Sion">{{Cite journal|title=THE WHITE DWARFS WITHIN 20 PARSECS OF THE SUN: KINEMATICS AND STATISTICS|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/138/6/1681|last=Sion|first=Edward M.|last2=Holberg|first2=J. B.|date=2009-12-01|journal=The Astronomical Journal|issue=6|doi=10.1088/0004-6256/138/6/1681|volume=138|pages=1681–1689|arxiv=0910.1288|bibcode=2009AJ....138.1681S|issn=0004-6256|last3=Oswalt|first3=Terry D.|last4=McCook|first4=George P.|last5=Wasatonic|first5=Richard|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

在He II 波長為4686Å光譜線上具有強吸收性的極端V星（矮星）會被賦予Vz的符號；[[HD 93129|HD 93129 B]]就是一個例子.<ref name="arias">{{Cite journal|title=SPECTRAL CLASSIFICATION AND PROPERTIES OF THE O Vz STARS IN THE GALACTIC O-STAR SPECTROSCOPIC SURVEY (GOSSS)|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/2/31|last=Arias|first=Julia I.|last2=Walborn|first2=Nolan R.|date=2016-07-12|journal=The Astronomical Journal|issue=2|doi=10.3847/0004-6256/152/2/31|volume=152|pages=31|arxiv=1604.03842|bibcode=2016AJ....152...31A|issn=1538-3881|last3=Díaz|first3=Sergio Simón|last4=Barbá|first4=Rodolfo H.|last5=Apellániz|first5=Jesús Maíz|last6=Sabín-Sanjulián|first6=Carolina|last7=Gamen|first7=Roberto C.|last8=Morrell|first8=Nidia I.|last9=Sota|first9=Alfredo|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

以小寫字母形式表示的其它術語，可以依循光譜的類型來指示特殊光譜的特徵<ref>{{cite web|title=The Spectral Types of Stars|url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-equipment/the-spectral-types-of-stars/?showAll=y|date=1 August 2006|last=MacRobert|first=Alan|work=Sky & Telescope|access-date=2020-07-10|||}}</ref>：

| 複合光譜<ref name="Allen">{{cite web|title=The Classification of Stellar Spectra|url=http://www.star.ucl.ac.uk/~pac/spectral_classification.html|accessdate=1 January 2014|last1=Allen|first1=J. S.|work=[[University College London|UCL]] Department of Physics and Astronomy: Astrophysics Group|||}}</ref>

| [[氮|N]]&nbsp;IV λ4058Å 比[[氮|N]]&nbsp;III λ4634Å、λ4640Å、λ4642Å強<ref name="JMA">{{Cite journal|title=Pismis 24‐1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/513098|last=Maiz Apellaniz|first=J.|last2=Walborn|first2=Nolan R.|date=2007-05-10|journal=[[天文物理期刊|The Astrophysical Journal]]|issue=2|doi=10.1086/513098|volume=660|pages=1480–1485|language=en|bibcode=2007ApJ...660.1480M|issn=0004-637X|last3=Morrell|first3=N. I.|last4=Niemela|first4=V. S.|last5=Nelan|first5=E. P.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

| <ref name="Cecilia">{{Cite journal|title=SPECTROSCOPIC STUDY OF THE N159/N160 COMPLEX IN THE LARGE MAGELLANIC CLOUD|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/138/2/510|last=Fariña|first=Cecilia|last2=Bosch|first2=Guillermo L.|date=2009-08-01|journal=The Astronomical Journal|issue=2|doi=10.1088/0004-6256/138/2/510|volume=138|pages=510–516|arxiv=0907.1033|bibcode=2009AJ....138..510F|issn=0004-6256|last3=Morrell|first3=Nidia I.|last4=Barbá|first4=Rodolfo H.|last5=Walborn|first5=Nolan R.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

! 元素<br />符號

例如，[[天鵝座59]]的光譜類型為&nbsp;B1.5Vnne<ref name="Lesh">{{Cite journal|title=The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group?|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/190179|last=Rountree Lesh|first=Janet|date=1968-12|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|doi=10.1086/190179|volume=17|pages=371|language=en|bibcode=1968ApJS...17..371L|issn=0067-0049|access-date=2020-10-24|||}}</ref>指示其具有一般分類 B1.5V 的頻譜，以及非常寬的吸收線和某些發射線。

在1890年代末期，這種分類開始被哈佛分類取代，本文的其餘部粉已經對此做了說明<ref>{{Cite web |url=http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 |title=Classification of Stellar Spectra: Some History |access-date=2007-10-02 |||}}</ref><ref>{{cite book|last=Kaler|first=James B.|date=1997|title=Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence|location=Cambridge|publisher=Cambridge University Press|pages=62–63|isbn=978-0-521-58570-5|}}</ref><ref>p. 60–63, Hearnshaw 1986; pp. 623–625, Secchi 1866.</ref>。

| 西奇 I<br/>（獵戶座子型） || 西奇 I的子型，窄線取代寬厚的氫線，像是[[參宿七]]（獵戶座β）和[[參宿五]]（獵戶座γ）。在現代，這對應於早期的B型恆星。

| 西奇 III || 橙色和具有複雜光譜波段的紅色恆星，像是[[參宿四]]（獵戶座α）和[[心宿二]]（天蠍座α）。<br/> 這對應於現代的M型。.

| 西奇 IV || 在1868年，他發現了[[碳星]]，為此新增了一個類型<ref>pp. 62–63, Hearnshaw 1986.</ref>：<br/>具有顯著[[碳]]波段和譜線的紅色恆星。對應於現代的C型和S型。

| 西奇 V || 在1877年，他加入了第五類<ref>p. 60, Hearnshaw 1986.</ref>： <br/>有[[發射線]]的恆星，像是[[策 (恆星)|策]]（仙后座γ）和[[漸台二]]（天琴座β）；相當於現在的Be星。在1891年，愛德華·查理斯·皮克林提出西奇 V應該對應於現在的O型（當時包括沃夫–瑞葉星）和行星狀星雲中的恆星<ref>''Catchers of the Light: The Forgotten Lives of the Men and Women Who First Photographed the Heavens'' by Stefan Hughes.</ref>

|+ 恒星光譜表的德雷珀分類<ref name="drapera">{{Cite journal|title=The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890AnHar..27....1P|last=Pickering|first=Edward C.|date=1890|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=27|pages=1–388|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref name="draperb">pp. 106–108, Hearnshaw 1986.</ref>

在1880年代，天文學家[[愛德華·皮克林]]在[[哈佛大學天文台]]開始使用物端稜鏡法，對恆星進行光譜巡天測量。這項工作的第一個成果是1890年出版的《恆星光譜的德雷珀目錄》。[[威廉敏娜·弗萊明]]對目錄中的大部分光譜進行分類，記錄了10,000多顆有特殊類型的恆星，並發現了10顆新星和200多顆變星<ref name=":0">{{Cite web|title=Williamina Fleming|url=https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803095823407|accessdate=2020-10-24|work=Oxford Reference|language=en|||}}</ref>。特別是[[威廉敏娜·弗萊明]]在哈佛計算機的協助下，設計出對亨利·德雷珀目錄的第一次反覆運算，以取代安吉洛·西奇的羅馬數字方法<ref>{{Cite web|title=Williamina Paton Fleming -|url=http://www.projectcontinua.org/williamina-paton-fleming/|language=en-US|access-date=2020-06-10|work=www.projectcontinua.org|||}}</ref>。

目錄使用了一種方法，將以前西奇使用的數字（從I到V）使用從A到P的字母細分得更具體。此外，字母Q用於不適合任何類型的其它恆星<ref name="drapera" /><ref name="draperb" />。弗萊明與皮克林合作，根據氫光譜的強度區分了17種不同的類型。這不僅依據波長的變化，也根據外觀顏色的變化。在字母系統顯示下，依循字母的順序，光譜中氫的吸收逐漸減少。A型的光譜往往產生最強的氫吸收譜線，而O型的光譜幾乎不產生可見的譜線。後來，這一分類系統被安妮·坎農和安東尼婭·莫里修改，產生哈佛光譜分類<ref name=":0" /><ref>{{Cite web|title=Classification of stellar spectra|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys301/lectures/class/class.html|accessdate=2020-06-10|work=spiff.rit.edu|||}}</ref>。

在1897年，哈佛大學另一個計算組的[[安東妮亞·莫里]]將西奇分類的獵戶子型’在西奇 I型之前，也就是將現在的B型置於A型之前。她是第一位這樣做的人，然而她沒有使用字母系統的光譜類型，而是採用從I到XXII的22種數字類型<ref>pp. 111–112, Hearnshaw 1986.</ref><ref>{{Cite journal|title=Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1897AnHar..28....1M|last=Maury|first=Antonia C.|last2=Pickering|first2=Edward C.|date=1897|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=28|pages=1–128|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。由於這個羅馬數字分組沒有考慮光譜的其它變化，因此又分成三個群組以進一步顯示差異性。從I到V，包括獵戶型的恆星，在氫的吸收線中顯示出強度越來越大。從VII到XI是西奇 I型的恆星，氫的吸收強度開始下降。VI介於獵戶型和西奇I的中間，而XIII至XVI包含西奇II型的恆星，具有氫吸收線減弱和太陽型金屬線增加的光譜XVII至XX包含西奇III的恆星，有增加的光譜線。XXI包含西奇IV；II和XXII包括[[沃夫–瑞葉星]]。添加了附加小寫字母的附加分類，以區分光譜中相對應線的外觀。這些線的外觀被定義為：a是平均寬度，b是朦朧，c是尖銳<ref>{{Cite web|title=Antonia Maury -|url=http://www.projectcontinua.org/antonia-maury/|language=en-US|access-date=2020-06-10|work=www.projectcontinua.org|||}}</ref><ref>{{Cite book|last=Hearnshaw, J. B.,|url=https://www.worldcat.org/oclc/855909920|title=The analysis of starlight : two centuries of astronomical spectroscopy|isbn=978-1-107-03174-6|edition=Second|location=New York, NY, USA|oclc=855909920|access-date=2020-07-11|||}}</ref><ref>{{Cite book|last=Gray, R. O. (Richard O.)|url=https://www.worldcat.org/oclc/276340686|title=Stellar spectral classification|date=2009|publisher=Princeton University Press|others=Corbally, C. J. (Christopher J.), Burgasser, Adam J.|isbn=978-0-691-12510-7|location=Princeton, N.J.|oclc=276340686|access-date=2020-07-11|||}}</ref>。

在1901年，[[安妮·坎農]]重新回歸字母系統，但只保留了O、B、A、F、G、K、M 和 N <!--現在吸收到 C-->，並以此順序排列，而捨棄了其它的類別；並以P代表行星狀星雲，Q則包含一些有著特殊光譜的恆星。她還使用像是B5A表示介於A和B型中間的恆星，F2G表示介於F和G之間五分之一的恆星等等<ref>{{Cite journal|title=Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1901AnHar..28..129C/abstract|last=Cannon|first=Annie J.|last2=Pickering|first2=Edward C.|date=1901|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=28|pages=129–P.6|language=en|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref>pp.&nbsp;117–119, Hearnshaw 1986.</ref>。最後，在1912年，坎農將B、A、B5A、F2G等等改成B0、A0、B5、F2等等<ref>{{Cite journal|title=Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1912AnHar..56..115C/abstract|last=Cannon|first=Annie Jump|last2=Pickering|first2=Edward Charles|date=1912|journal=Annals of Harvard College Observatory|issue=5|volume=56|pages=115–164|language=en|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref>pp. 121–122, Hearnshaw 1986.</ref>。這基本上就是哈佛分類系統現在的形式。這個系統是通過分析照相乾版上的光譜發展出來的，將來自恆星的光轉化成可以讀取的光譜<ref>{{Cite web|title=Annie Jump Cannon -|url=http://www.projectcontinua.org/annie-jump-cannon/|language=en-US|access-date=2020-06-10|work=www.projectcontinua.org|||}}</ref>。

一個常見來用於[[記憶]]光譜從最熱到最冷類型字母順序的短句是："Oh, Be A Fine Guy/Girl: Kiss Me!" <ref name="mnem">{{cite web|title=SPECTRAL CLASSIFICATION OF STARS|url=http://www.eudesign.com/mnems/startemp.htm|accessdate=2019-04-06|work=www.eudesign.com|||}}</ref>。

使用威爾遜山系統的光度分類來區分不同光度的恆星<ref name="Nassau1946">{{Cite journal|title=Spectra of BD Stars Within Five Degrees of the North Pole.|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/144796|last=Nassau|first=J. J.|last2=Seyfert|first2=Carl K.|date=1946-03|journal=The Astrophysical Journal|doi=10.1086/144796|volume=103|pages=117|language=en|issn=0004-637X|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref name="FitzGerald1969">{{Cite journal|title=Comparison Between Spectral-Luminosity Classes on the Mount Wilson and Morgan-Keenan Systems of Classification|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1969JRASC..63..251P/abstract|last=Pim Fitzgerald|first=M.|date=1969-10|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=63|pages=251|language=en|issn=0035-872X|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref name="Sandage1969">{{Cite journal|title=New subdwarfs. II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/150271|last=Sandage|first=A.|date=1969-12|journal=The Astrophysical Journal|doi=10.1086/150271|volume=158|pages=1115|language=en|issn=0004-637X|access-date=2020-10-24|||}}</ref>這種系統的表示法在現代的光譜上仍然可以看到<ref name="Norris2011">{{Cite journal|title=NON-DETECTION OF THE PUTATIVE SUBSTELLAR COMPANION TO HD 149382|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/743/1/88|last=Norris|first=Jackson M.|last2=Wright|first2=Jason T.|date=2011-12-10|journal=The Astrophysical Journal|issue=1|doi=10.1088/0004-637X/743/1/88|volume=743|pages=88|arxiv=1110.1384|bibcode=2011ApJ...743...88N|issn=0004-637X|last3=Wade|first3=Richard A.|last4=Mahadevan|first4=Suvrath|last5=Gettel|first5=Sara|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

這個晦澀難懂的術語是20世紀早期恆星演化模型留下來的，該模型認為恆星是通過[[克赫歷程]]由引力收縮驅動，但現在知道這個機制不適用於[[主序星|主序列]]上的恆星。如果這種模型是對的，那麼恆星開始它們的生活時，就會像非常熱的"早期型"恆星一樣，然後逐漸冷卻成為"晚期型"恆星。這種機制提供的[[太陽]]年齡比{{link-en|地質紀錄| geologic record}}觀測到的年齡小很多，而顯在已經發現恆星是由[[核融合]]提供動力<ref>{{cite web|title=late-type star|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/latetype.html|accessdate=14 October 2007|last=Darling|first=David|encyclopedia=The Internet Encyclopedia of Science|||}}</ref>。"早期"和"晚期"這兩個術語超越它們所依存的模型，被留存了下來。

O型恆星非常熱、非常亮，其輻射輸出大部分在[[紫外線]]的範圍內。這類型的恆星在主序列恆星中非常稀有，在[[太陽]]附近的O型星所占的比率約為3,000,000分之一（0.00003%）<ref group=lower-alpha name="proportions">。這個比率是以[[絕對星等]]比16等以上的占比，降低此限制只會使早期型恆星更為罕見，而增加的恆星通常只會被歸入M型中。</ref><ref name="LeDrew2001">{{Cite journal|title=The Real Starry Sky|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L/abstract|last=Ledrew|first=Glenn|date=2001-02|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=95|pages=32|language=en|issn=0035-872X|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。一些[[巨大質量恆星列表|大質量恆星]]屬於這一類光譜型。O型恆星的環境通常都很複雜，使得測量它們的光譜變得困難。

當MKK分類在1943年首度推出時，擁有的子類型只有O5到O9.5<ref>{{Cite web|title=An Atlas of Stellar Spectra|url=http://ned.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/frames.html|accessdate=2020-10-24|work=ned.ipac.caltech.edu|||}}</ref>。MKK在1971年擴展到O9.7<ref name="walborn">{{Cite journal|title=Some Spectroscopic Characteristics of the OB Stars: an Investigation of the Space Distribution of Certain OB Stars and the Reference Frame of the Classification|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/190239|last=Walborn|first=Nolan R.|date=1971-08|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|doi=10.1086/190239|volume=23|pages=257|language=en|issn=0067-0049|access-date=2020-10-24|||}}</ref>，在1978年擴展至O4<ref>{{Cite book|title=Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1978rmsa.book.....M/abstract|date=1978|language=en|first=W. W.|last=Morgan|first2=Helmut A.|last2=Abt|first3=J. W.|last3=Tapscott|access-date=2020-10-24|||}}</ref>，隨後引入添加O2、O3和O3.5的新分類<ref>{{Cite journal|title=A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/339831|last=Walborn|first=Nolan R.|last2=Howarth|first2=Ian D.|date=2002-05|journal=The Astronomical Journal|issue=5|doi=10.1086/339831|volume=123|pages=2754–2771|bibcode=2002AJ....123.2754W|last3=Lennon|first3=Daniel J.|last4=Massey|first4=Philip|last5=Oey|first5=M. S.|last6=Moffat|first6=Anthony F. J.|last7=Skalkowski|first7=Gwen|last8=Morrell|first8=Nidia I.|last9=Drissen|first9=Laurent|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

'''光譜標準：'''<ref name="Garrison">{{Cite journal|title=A Hierarchy of Standards for the MK Process|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994ASPC...60....3G/abstract|last=Garrison|first=R. F.|date=1994|journal=The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight|volume=60|pages=3|language=en|issn=1050-3390|access-date=2020-10-24|||}}</ref>

這些恆星往往都存在於它們起源的[[OB星協]]中，而它們與巨大的[[分子雲]]有關。獵戶座OB1星協有很大一部分佔據在[[銀河系]]的[[螺旋臂]]，其中包含[[獵戶座]]中許多的亮星。在太陽附近的主序星只有800分之一（0.125%）是[[B型主序星]] <ref group=lower-alpha name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>。

質量未達到[[超巨星]]，實質上所謂的"Be星"是值得注意的主序星，它們有時會有一條或多條明顯的[[巴耳末系]]的發射譜線。這是恆星所投射出特別令人感興趣，與[[氫]]相關的[[電磁輻射]][[氫原子光譜|系列]]。一般認為，Be星有異常強的[[恆星風]]、高表面溫度，以及因為奇特的的速度旋轉而造成顯著的[[恆星質量]]損耗<ref name="Slettebak1988">{{Cite journal|title=The Be stars|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/132234|last=Slettebak|first=Arne|date=1988-07|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|doi=10.1086/132234|volume=100|pages=770|language=en|bibcode=1988PASP..100..770S|issn=0004-6280|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。被稱為[[Be星|"B(e)"或"B[e]"星]]的天體，具有獨特的中性或低電離的[[發射線]]。這被認為具有[[禁制機制]]，正在透過[[量子力學]]來理解所不允許的過程。

A型星通常以裸眼看見的顏色是白色或藍白色。它們有強大的氫線，並以A0最為強大，還有電離金屬線（[[鐵|Fe II]]、[[鎂|Mg II]]、[[矽|Si II]]）的最高值落在A5。存在的[[鈣|Ca II]]線在此階段開始明顯的增強。太陽附近大約有160分之一（0.625%）的恆星是A型主序星<ref group=lower-alpha name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/><ref name="SIMBAD">{{Cite web|title=SIMBAD query result|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J02319+8915&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id|accessdate=2020-10-24|work=simbad.u-strasbg.fr|||}}</ref>。

F型恆星有強的[[鈣|Ca II]] ''H''和''K''譜線，[[鐵|Fe I]]和[[鉻|Cr I]]的中性金屬線。它們的光譜特徵是氫線和電離金屬線較弱，在晚期型中電離金屬線開始增強；顏色是白色。在太陽附近的F型主序星佔比約為卅三分之一（3.03%）<ref group=lower-alpha name="proportions"/><ref name="LeDrew2001" />。

G 型恆星,包括[[太陽]]<ref name="SunSpectrum"/>，具有明顯的[[钙|Ca II]] ''H''和''K''線，且在G2型中最為明顯。它們的氫線比F型微弱，但電離金屬線相當，也有中性的金屬線；[[氢氰酸|HCN]]的G波段有一個突出的CH⁺分子峰值。類似的G型主序星在太陽附近的佔比接近十三分之一（7.5%）<ref group=lower-alpha name="proportions"/><ref name="LeDrew2001" />。

K型恆星是表面溫度比太陽略低的恆星。它們在太陽附近主序星所佔的比率是12%<ref group=lower-alpha name="proportions"/><ref name="LeDrew2001" />。K型恆星分布的範圍很廣，從[[仙王座RW]]的[[特超巨星]]、[[大角星]]的[[超巨星]]、[[巨星]]和[[橙矮星]]（K型主序星）的[[南門二B]]等等。

它們有極為微弱的氫線（如果存在），譜線大部分都是中性的金屬線，如[[锰|Mn I]]、[[铁|Fe I]]、[[硅|Si I]]。晚期的K型則以[[一氧化鈦]]等分子帶譜線為主。因此主流的理論（基於低有害輻射和恆星壽命的理論）表示，這一類恆星如果有行星形成，因為[[適居帶]]（如果發展的生命與地球相似）的範圍很廣，且與具有廣泛辐射區的恆星相比，其有害輻射發射週期要低得多，很適合生命的發展<ref>{{cite web|title=On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over &#124; International Space Fellowship|url=http://spacefellowship.com/2009/08/10/on-a-cosmological-timescale-the-earths-period-of-habitability-is-nearly-over/|accessdate=22 May 2012|publisher=Spacefellowship.com|||}}</ref><ref>{{Cite web|title=“Goldilocks” Stars May Be “Just Right” for Finding Habitable Worlds|url=http://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/k-star-advantage|accessdate=2020-10-24|date=2019-02-22|last=Steigerwald|first=Bill|work=NASA|||}}</ref>。

M型恆星是迄今為止最為常見的恆星，在太陽附近主序星中所佔的比率高達76%。<ref group=lower-alpha name="proportions"/><ref group=lower-alpha>如果包含所有類型的恆星，其佔比會上升至78.6%（參見上面的註釋）。</ref><ref name="LeDrew2001" />。然而，M型主序星的光度都很低，除非在特殊情況下，否則沒有任何一顆是亮到僅憑裸眼可以看見的。已知最亮的M型主序星是[[拉卡伊8760]]（顯微鏡座AX），[[視星等]]6.6等（一般而言，在最良好的條件下，肉眼能見的極限星等是6.5等），而且極不可能找到任何更亮的例子。

在新發現的恆星光譜中，已經使用了許多新的光譜類型<ref name="nasa1010">{{Cite web|title=Discovered: Stars as Cool as the Human Body &#124; Science Mission Directorate|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/||work=science.nasa.gov|access-date=2020-07-13||}}</ref>。

[[File:Galactic refurbishment.jpg|缩略图|[[UGC 5797]]是一個發射線星系，在那裏形成了大質量且明亮的藍色恆星<ref>{{cite web|title=Galactic refurbishment|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1517a/|accessdate=29 April 2015|publisher=ESA/Hubble|||}}</ref>。]]

一但將[[沃夫–瑞葉星]]作為O型恆星，而不另設W或WR型，它們就會因為光譜中缺乏氫線而引人注目。此外，它們的光譜被高電離的氦、氮、碳，有時甚至是氧的寬發射線所主導。一般認為，他們都是垂死的超巨星，氫殼層已經被[[恆星風]]吹走，從而直接曝露出熱的氦氣殼。根據其光譜（和外層）的氮和碳排放強度，W型還進一步分出子群<ref name="WR">{{Cite journal|title=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars|url=http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.astro.45.051806.110615|last=Crowther|first=Paul A.|date=2007-09|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|issue=1|doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615|bibcode=2007ARA&A..45..177C|arxiv=astro-ph/0610356|volume=45|pages=177–219|language=en|issn=0066-4146|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

W型的光譜範圍如下<ref>{{Cite journal|title=A K ‐Band Spectral Atlas of Wolf‐Rayet Stars|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/304488|bibcode=1997ApJ...486..420F|last=Figer|first=Donald F.|last2=McLean|first2=Ian S.|date=1997-09|journal=The Astrophysical Journal|issue=1|doi=10.1086/304488|volume=486|pages=420–434|language=en|issn=0004-637X|last3=Najarro|first3=Francisco|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref>{{Cite journal|title=Properties of the WO Wolf-Rayet stars.|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995A&A...295...75K/abstract|last=Kingsburgh|first=R. L.|last2=Barlow|first2=M. J.|date=1995-03|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=295|pages=75–100|language=en|issn=0004-6361|last3=Storey|first3=P. J.|access-date=2021-10-02|||}}</ref>：

雖然大多數型星狀星雲的中心恆星（CSPNe）顯示O型光譜<ref name="tinkler">{{Cite journal|title=Mass-loss rates of H-rich central stars of planetary nebulae as distance indicators?|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20020061|last=Tinkler|first=C. M.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|date=2002-03|journal=Astronomy & Astrophysics|issue=3|doi=10.1051/0004-6361:20020061|volume=384|pages=987–998|bibcode=2002A&A...384..987T|issn=0004-6361}}</ref>，但大約有10%缺乏氫線，顯示W型光譜<ref name="mizsalski">{{Cite journal|title=IC 4663: the first unambiguous [WN] Wolf-Rayet central star of a planetary nebula★: IC 4663|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x|last=Miszalski|first=B.|last2=Crowther|first2=P. A.|date=2012-06-11|journal=[[皇家天文學會月報|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|issue=1|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x|volume=423|pages=934–947|language=en|arxiv=1203.3303|bibcode=2012MNRAS.423..934M|last3=De Marco|first3=O.|last4=Köppen|first4=J.|last5=Moffat|first5=A. F. J.|last6=Acker|first6=A.|last7=Hillwig|first7=T. C.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。這些是低質量恆星，為了與大質量的沃夫–瑞葉星有所區別，它們的光譜類型會封閉在中括號內，例如[WC]。

''斜槓''星是光譜中有類似WN譜線的O型星（名稱源自其光譜表示，例如"Of/WNL" <ref name="Walborn">{{Cite journal|title=Multiwavelength Systematics of OB Spectra|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008RMxAC..33....5W|last=Walborn|first=N. R.|date=2008-08-01|volume=33|pages=5–14|journal=|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。）。

還發現有第二個次群組有這樣的光譜，一個更冷的"中間"群組："Ofpe/WN9"<ref name="Walborn"/>。這些恆星也被稱為WN10或WN11，但隨著與沃夫–瑞葉星在演化上的差異性浮現，這種表示法就不再流行了。最近發現更罕見的恆星，將斜槓星的範圍擴大到比原來更熱的O2-3.5If^*/WN5-7<ref>{{Cite journal|title=Spectral classification of O2-3.5 If*/WN5-7 stars: Spectral classification of O If*/WN stars|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x|last=Crowther|first=Paul A.|last2=Walborn|first2=Nolan R.|date=2011-09-11|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=2|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x|volume=416|pages=1311–1323|language=en|arxiv=1105.4757|bibcode=2011MNRAS.416.1311C|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

新的光譜類型L、T和Y是為了對以紅外光譜為主的低溫恆星進行分類而創建的。這包括[[可見光|可見光譜]]非常微弱的[[紅矮星]]和[[棕矮星]]<ref>{{cite journal|title=Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ASPC..384...85K|first1=J. D.|journal=14th Cambridge Workshop on Cool Stars|year=2008|volume=384|pages=85|arxiv=0704.1522|bibcode=2008ASPC..384...85K|last1=Kirkpatrick|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

L型的名稱來自於它們的表面溫度比M型低，而L是按字母順序最接近M的。其中有些物體的質量大到足以支援氫融合反應，因此還算是恆星，但大多數都是[[亞恆星|次星體]]的質量，因而是棕矮星。它們的顏色是非常深的紅色，而在[[紅外線]]的波段最明亮。它們的[[大氣]]溫度夠涼爽，足以讓[[氢化物|金屬氫化物]]和[[鹼金屬]]在光譜中突出<ref name="kirk_ARAA">{{Cite journal|title=Dwarfs Cooler than “M”: The Definition of Spectral Type “L” Using Discoveries from the 2 Micron All‐Sky Survey (2MASS)|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/307414|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Reid|first2=I. Neill|date=1999-07-10|journal=The Astrophysical Journal|issue=2|doi=10.1086/307414|volume=519|pages=802–833|language=en|bibcode=1999ApJ...519..802K|issn=0004-637X|last3=Liebert|first3=James|last4=Cutri|first4=Roc M.|last5=Nelson|first5=Brant|last6=Beichman|first6=Charles A.|last7=Dahn|first7=Conard C.|last8=Monet|first8=David G.|last9=Gizis|first9=John E.|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref name="kirk_ApJ">{{Cite journal|title=New Spectral Types L and T|url=http://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.astro.42.053102.134017|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|date=2005-09|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|issue=1|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017|volume=43|pages=195–245|language=en|bibcode=2005ARA&A..43..195K|issn=0066-4146|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref>{{Cite journal|title=Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823−4633574|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/499622|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Barman|first2=Travis S.|date=2006-03-10|journal=The Astrophysical Journal|issue=2|doi=10.1086/499622|volume=639|pages=1120–1128|language=en|arxiv=astro-ph/0511462|bibcode=2006ApJ...639.1120K|issn=0004-637X|last3=Burgasser|first3=Adam J.|last4=McGovern|first4=Mark R.|last5=McLean|first5=Ian S.|last6=Tinney|first6=Christopher G.|last7=Lowrance|first7=Patrick J.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

光譜為Y型的棕矮星比T型的溫度更低，並且與它們有著完全不同品質的光譜。截至2013年8月，共有17顆屬於Y型的天體<ref>{{Cite journal|title=DISCOVERY OF THE Y1 DWARF WISE J064723.23–623235.5|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/776/2/128|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Cushing|first2=Michael C.|date=2013-10-07|journal=The Astrophysical Journal|issue=2|doi=10.1088/0004-637X/776/2/128|volume=776|pages=128|arxiv=1308.5372|bibcode=2013ApJ...776..128K|issn=0004-637X|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Beichman|first4=Charles A.|last5=Tinney|first5=C. G.|last6=Faherty|first6=Jacqueline K.|last7=Schneider|first7=Adam|last8=Mace|first8=Gregory N.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。雖然這一型的矮星已經建立模組 <ref>{{Cite journal|title=The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x|last=Deacon|first=N. R.|last2=Hambly|first2=N. C.|date=2006-10-01|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=4|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x|volume=371|pages=1722–1730|language=en|arxiv=astro-ph/0607305|issn=0035-8711|access-date=2020-10-24|||}}</ref>，並且[[廣域紅外線巡天探測衛星]]（WISE）也在40光年的距離內檢測到<ref name="nasa1010" /><!-- removed_ref site159 by WaitSpring-bot (template) --><ref name="cool-y-dwarf">{{Cite journal|title=NASA Satellite Finds Coldest, Darkest Stars Yet|url=https://www.wired.com/2011/08/y-dwarf-stars/|last=Venton|first=Danielle|date=23 August 2011|journal=Wired|via=www.wired.com|access-date=2020-07-13|||}}</ref><ref>{{Cite web|title=NASA - NASA'S Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110823.html|work=www.nasa.gov|access-date=2020-07-13|||}}</ref><ref>{{cite journal|title=The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:200810038|first1=B.|last2=Song|first2=I.|journal=Astronomy and Astrophysics|issue=3|doi=10.1051/0004-6361:200810038|year=2009|volume=493|pages=1149–1154|arxiv=0811.0429|bibcode=2009A&A...493.1149Z|last1=Zuckerman}}</ref>。儘管還沒有明確定義的光譜序列，也還沒有原型，卻已經建議將幾顆棕矮星標示為Y0、Y1和Y2等類型<ref name="ydwarfsurvey">{{Cite journal|title=Distances, luminosities, and temperatures of the coldest known substellar objects|url=https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/24009359|last=Dupuy|first=Trent J.|last2=Kraus|first2=Adam L.|date=2013-09-27|journal=Science (New York, N.Y.)|issue=6153|doi=10.1126/science.1241917|volume=341|pages=1492–1495|arxiv=1309.1422|bibcode=2013Sci...341.1492D|issn=1095-9203|pmid=24009359|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

這些潛在Y型天體的光譜在1.55[[微米]]左右顯示吸收<ref name="four600k">{{Cite journal|title=THE PHYSICAL PROPERTIES OF FOUR ∼600 K T DWARFS|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/695/2/1517|last=Leggett|first=S. K.|last2=Cushing|first2=Michael C.|date=2009-04-20|journal=The Astrophysical Journal|issue=2|doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517|volume=695|pages=1517–1526|arxiv=0901.4093|bibcode=2009ApJ...695.1517L|issn=0004-637X|last3=Saumon|first3=D.|last4=Marley|first4=M. S.|last5=Roellig|first5=T. L.|last6=Warren|first6=S. J.|last7=Burningham|first7=Ben|last8=Jones|first8=H. R. A.|last9=Kirkpatrick|first9=J. D.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。Delorme等人認為，此一特徵是由於[[氨]]的吸收，應該做為T-Y轉換的指標性特徵<ref name=four600k /><ref name="tytrans">{{Cite journal|title=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition?|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20079317|last=Delorme|first=P.|last2=Delfosse|first2=X.|date=2008-05|journal=Astronomy & Astrophysics|issue=3|doi=10.1051/0004-6361:20079317|volume=482|pages=961–971|arxiv=0802.4387|bibcode=2008A&A...482..961D|issn=0004-6361|last3=Albert|first3=L.|last4=Artigau|first4=E.|last5=Forveille|first5=T.|last6=Reylé|first6=C.|last7=Allard|first7=F.|last8=Homeier|first8=D.|last9=Robin|first9=A. C.}}</ref>。事實上，這種氨吸收的特徵是定義此型的主要標準<ref name="ydwarfsurvey" />。然而，此一特徵很難與[[水]]和[[甲烷]]的吸收區分<ref name="four600k" />；同時，其它的作者也指出，分配Y0型還為時尚早<ref>{{Cite journal|title=Exploring the substellar temperature regime down to ∼550 K|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x|last=Burningham|first=Ben|last2=Pinfield|first2=D. J.|date=2008-11-21|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=1|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x|volume=391|pages=320–333|language=en|arxiv=0806.0067|bibcode=2008MNRAS.391..320B|last3=Leggett|first3=S. K.|last4=Tamura|first4=M.|last5=Lucas|first5=P. W.|last6=Homeier|first6=D.|last7=Day-Jones|first7=A.|last8=Jones|first8=H. R. A.|last9=Clarke|first9=J. R. A.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

最新建議的Y型棕矮星是[[WISE 1828+2650]]，光譜為Y2型。最初估計的有效溫度溫度在300K左右，接近人類的體溫<ref name="stars-cooler-than-body" /><ref name="cool-y-dwarf" /><ref name="eso1110">{{Cite web|title=A Very Cool Pair of Brown Dwarfs|url=https://www.eso.org/public/news/eso1110/|accessdate=2020-10-24|date=2011-03-23|work=[[欧洲南方天文台|European Southern Observatory]]|language=en|||}}</ref>。然而，[[視差]]測量表明其光度與低於400K的溫度並不一致。 目前所知最冷的Y型矮星是[[WISE 0855–0714]]，其近似溫度為250K<ref name="Luhman2016">{{Cite journal|title=THE SPECTRAL ENERGY DISTRIBUTION OF THE COLDEST KNOWN BROWN DWARF|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/3/78|last=Luhman|first=K. L.|last2=Esplin|first2=T. L.|date=2016-09-06|journal=The Astronomical Journal|issue=3|doi=10.3847/0004-6256/152/3/78|volume=152|pages=78|bibcode=2016AJ....152...78L|issn=1538-3881|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

|此後綴（例如L2pec）代表"特殊"（"peculiar"）<ref>{{Cite web|title=Spectral type codes|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=sptypes|work=simbad.u-strasbg.fr|access-date=2020-03-06|||}}</ref>。

|加上β後綴（例如L4β）的天體具有中等的表面重力<ref name=":6">{{Cite journal|title=YOUNG L DWARFS IDENTIFIED IN THE FIELD: A PRELIMINARY LOW-GRAVITY, OPTICAL SPECTRAL SEQUENCE FROM L0 TO L5|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/137/2/3345|last=Cruz|first=Kelle L.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|date=2009-02-01|journal=The Astronomical Journal|issue=2|doi=10.1088/0004-6256/137/2/3345|volume=137|pages=3345–3357|arxiv=0812.0364|bibcode=2009AJ....137.3345C|issn=0004-6256|last3=Burgasser|first3=Adam J.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

|以red做為後綴（例如L0red）的天體表示灰塵含量高，是不年輕的跡象<ref name=":7">{{Cite journal|title=Discovery of Two Nearby Peculiar L Dwarfs from the 2MASS Proper‐Motion Survey: Young or Metal‐Rich?|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/591025|last=Looper|first=Dagny L.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|date=2008-10-10|journal=The Astrophysical Journal|issue=1|doi=10.1086/591025|volume=686|pages=528–541|language=en|arxiv=0806.1059|bibcode=2008ApJ...686..528L|issn=0004-637X|last3=Cutri|first3=Roc M.|last4=Barman|first4=Travis|last5=Burgasser|first5=Adam J.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Roellig|first7=Thomas|last8=McGovern|first8=Mark R.|last9=McLean|first9=Ian S.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

|以blue後綴（例如L3blue）表示近紅外的L矮星沒有明顯的低金屬量而異常的藍<ref name=":8">{{Cite journal|title=Discoveries from a Near-infrared Proper Motion Survey Using Multi-epoch Two Micron All-Sky Survey Data|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/190/1/100|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Looper|first2=Dagny L.|date=September 2010|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|issue=1|doi=10.1088/0067-0049/190/1/100|volume=190|pages=100–146|language=en|arxiv=1008.3591|bibcode=2010ApJS..190..100K|issn=0067-0049|last3=Burgasser|first3=Adam J.|last4=Schurr|first4=Steven D.|last5=Cutri|first5=Roc M.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Cruz|first7=Kelle L.|last8=Sweet|first8=Anne C.|last9=Knapp|first9=Gillian R.|first11=John J.|last11=Bochanski|last10=Barman|first10=Travis S.|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

年輕的棕矮星因為有較大的半徑和較低的質量，因此與星場中類似光譜型的恆星比較之下，具有低[[表面重力]]。這些來源標有用於表示中間表面重力的β和低表面重力的γ。低表面重力指的是弱的CaH、K I和Na I線，以及強的VO線<ref name=":6" />；代表正常表面重力的α通常會被省略。有時，特別低的表面重力會以δ來標記<ref name=":8" />。後綴的"pec"代表奇特（peculiar）。奇特的標示仍然用於其它不同尋常的特徵，並總結了不同的屬性、低表面重力、次矮星和未能解析的聯星<ref>{{Cite journal|title=Population Properties of Brown Dwarf Analogs to Exoplanets|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0067-0049/225/1/10|last=Faherty|first=Jacqueline K.|last2=Riedel|first2=Adric R.|date=July 2016|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|issue=1|doi=10.3847/0067-0049/225/1/10|volume=225|pages=10|language=en|arxiv=1605.07927|bibcode=2016ApJS..225...10F|issn=0067-0049|last3=Cruz|first3=Kelle L.|last4=Gagne|first4=Jonathan|last5=Filippazzo|first5=Joseph C.|last6=Lambrides|first6=Erini|last7=Fica|first7=Haley|last8=Weinberger|first8=Alycia|last9=Thorstensen|first9=John R.|first11=Vivienne|last11=Baldassare|last10=Tinney|first10=C. G.}}</ref>。首碼sd代表[[次矮星]]，並且只包括冷的次矮星。這些首碼顯示低[[金屬量]]和運動性質，更類似於[[銀暈|暈]]星而不是[[薄盤|盤]]星<ref name=":5" />；次矮星看起來比盤星更藍<ref>{{Cite web|title=Colour-magnitude data|url=http://www.stsci.edu/~inr/cmd.html|work=www.stsci.edu|access-date=2020-03-06}}</ref>。後綴的red描述顏色紅色且老的天體，這不是解釋為低表面重力，而是高粉塵含量<ref name=":7" /><ref name=":8" />。後綴的blue描述傾向藍色的[[紅外線|近紅外]]天體的顏色，這些不能用低金屬量來解釋。有些被解釋為L和T型的聯星，但其它的未必是聯星，例如{{link-en|2MASS J11263991−5003550|2MASS J11263991−5003550}}，而是用薄雲/大顆粒雲來解釋<ref name=":8" />。

S型星介於M型星和碳星之間，形成兩者之間的連結體。那些最類似M型的具有強大的{{link-en|氧化鋯|Zirconium monoxide}}{{link-en|吸收帶| Spectral bands}}，類似於有[[一氧化钛]]譜帶的M型星；最類似於帶有強[[鈉|D線]]和弱[[碳|C₂]]波段的碳星<ref>{{Cite journal|title=Classification of the S-Type Stars.|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/145937|last=Keenan|first=Philip C.|date=1954-11|journal=The Astrophysical Journal|doi=10.1086/145937|volume=120|pages=484|language=en|issn=0004-637X|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。S型星具有過量的[[鋯]]和經由[[S-過程]]產生的其它元素，並且擁有比類似的M型或碳星更豐富的碳和氧豐度。與碳星一樣，幾乎所有已知的類型都是[[漸近巨星支]]星。

白矮星的類型如下<ref name="sionspectra">{{Cite journal|title=A proposed new white dwarf spectral classification system|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/161036|last=Sion|first=E. M.|last2=Greenstein|first2=J. L.|date=1983-06|journal=The Astrophysical Journal|doi=10.1086/161036|volume=269|pages=253|language=en|issn=0004-637X|last3=Landstreet|first3=J. D.|last4=Liebert|first4=J.|last5=Shipman|first5=H. L.|last6=Wegner|first6=G. A.|access-date=2020-10-24|||}}</ref><ref>{{Cite journal|title=The rate of period change in pulsating DB white dwarf stars|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20041372|last=Córsico|first=A. H.|last2=Althaus|first2=L. G.|date=2004-12|journal=Astronomy & Astrophysics|issue=1|doi=10.1051/0004-6361:20041372|volume=428|pages=159–170|arxiv=astro-ph/0408237|bibcode=2004A&A...428..159C|issn=0004-6361}}</ref>：

在類型的後面會跟一個數字，給出白矮星表面溫度的範圍。這個數值是50400/ ''T''_eff，取四捨五入的整數結果。此處的''T''_eff是以絕對溫度表示的[[有效溫度]]。1的溫度約在37,500K以上，9的溫度約為5,500K。最初，因為四捨五入就只有1到9，但最近開始使用分數值，所以可以有小於1 或大於9的數值<ref name="sionspectra" /><ref name="villanovar4">{{Cite journal|title=A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/313186|last=McCook|first=George P.|last2=Sion|first2=Edward M.|date=1999-03|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|issue=1|doi=10.1086/313186|volume=121|pages=1–130|language=en|bibcode=1999ApJS..121....1M|issn=0067-0049|access-date=2020-10-24|||}}</ref>。

最後，從坎農的德雷珀系統留下的"P"和"Q"偶爾用於某些非星天體。P型用於位於[[行星狀星雲]]中心的恆星，Q型用於[[新星]]{{citation needed|date=April 2019}}。

MK系統是依據[[赫羅圖]]建立的，而赫羅圖本質上是觀測的結果，因此這些殘骸不能繪製在圖上，或者說圖上根本沒有它們的位置。老的[[中子星]]是相對較小和較冷的，將落在圖的最右邊。[[行星狀星雲]]是動態的，隨著祖恆星過渡至白矮星分支，亮度往往會迅速下降。如果可以顯示，行星狀星雲將被繪製在圖的右上象限的右側。[[黑洞]]自己的光不會發射出來，因此不會出現在圖上<ref name="chan-var-hr">{{cite web|title=Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell (H-R) Diagram|url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/variable_stars/bg_info.html|accessdate=23 July 2016|date=9 March 2015|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|||}}</ref>。