التصنيف النجمي

نظام هارفارد هو نظام تصنيف أحادي البعد وضعته عالمة الفلك آني جامب كانون ، التي أعادت ترتيب وتبسيط النظام الأبجدي السابق الذي وضعه دريبر (انظر التاريخ ). تُصنّف النجوم وفقًا لخصائصها الطيفية باستخدام حروف مفردة من الأبجدية، مع إمكانية إضافة تقسيمات رقمية. تتراوح درجة حرارة سطح نجوم التسلسل الرئيسي بين 2000 و50000 كلفن تقريبًا ، بينما قد تصل درجة حرارة سطح النجوم الأكثر تطورًا - وخاصة الأقزام البيضاء حديثة التكوين - إلى أكثر من 100000 كلفن. ^{[ 3 ]} من الناحية الفيزيائية، تشير الفئات إلى درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم، وعادةً ما تُرتّب من الأكثر سخونة إلى الأقل سخونة.  

الطريقة التقليدية لتذكر ترتيب حروف الطيف، من الأكثر سخونة إلى الأبرد، هي: " يا فتاة / يا فتى جميل : قبلني ! " . [ ^{12 ] وقد} طُرحت العديد من الطرق البديلة لتذكر هذه الحروف في مسابقات نظمتها دورات ومنظمات علم الفلك، لكن الطريقة التقليدية لا تزال الأكثر شيوعًا. ^{[ 13 ] [ 14 ]}

تُقسّم الفئات الطيفية من O إلى M، بالإضافة إلى فئات أخرى أكثر تخصصًا سيتم تناولها لاحقًا، باستخدام الأرقام العربية (من 0 إلى 9)، حيث يشير الرقم 0 إلى أشد النجوم حرارةً في فئة معينة. على سبيل المثال، يشير A0 إلى أشد النجوم حرارةً في الفئة  A، بينما يشير A9 إلى أبردها. يُسمح باستخدام الأرقام الكسرية؛ على سبيل المثال، يُصنّف النجم مو نورماي ضمن الفئة O9.7. ^{[ 15 ]} أما الشمس فتُصنّف ضمن الفئة G2. ^{[ 16 ]}

لم يُفهم تمامًا أن تصنيف هارفارد للنجوم يشير إلى درجة حرارة سطحها أو غلافها الضوئي (أو بتعبير أدق، درجة حرارتها الفعّالة ) إلا بعد تطويره، مع أنه بحلول وقت صياغة أول مخطط هرتزبرونغ-راسل (بحلول عام 1914)، كان يُشتبه عمومًا في صحة ذلك. ^{[ 17 ]} في عشرينيات القرن العشرين، استنتج الفيزيائي الهندي ميغناد ساها نظرية التأين بتوسيع أفكار معروفة في الكيمياء الفيزيائية تتعلق بتفكك الجزيئات لتشمل تأين الذرات. طبقها أولًا على الغلاف اللوني الشمسي، ثم على الأطياف النجمية. ^{[ 18 ]}

ثمّ أثبتت عالمة الفلك بجامعة هارفارد، سيسيليا باين، أن التسلسل الطيفي OBAFGKM هو في الواقع تسلسلٌ في درجة الحرارة. ^{[ 19 ]} ولأنّ تسلسل التصنيف هذا أقدم من فهمنا لكونه تسلسلًا حراريًا، فإنّ تصنيف طيفٍ ما ضمن نوعٍ فرعيٍّ مُحدّد، مثل B3 أو A7، يعتمد على تقديرات (ذاتية إلى حدٍّ كبير) لشدّة خصائص الامتصاص في الأطياف النجمية. ونتيجةً لذلك، لا تُقسّم هذه الأنواع الفرعية بالتساوي إلى أيّ نوعٍ من الفترات القابلة للتمثيل الرياضي.

يُعرف تصنيف يركيس الطيفي ، أو MK أو مورغان-كينان (ويُشار إليه أيضًا بـ MKK أو مورغان-كينان-كيلمان) ^{[ 20 ] [ 21 ]} نسبةً إلى الأحرف الأولى من أسماء مؤلفيه، بأنه نظام لتصنيف الأطياف النجمية، طُوّر عام 1943 على يد ويليام ويلسون مورغان ، وفيليب سي . كينان ، وإديث كيلمان من مرصد يركيس . ^{[ 22 ]} يعتمد هذا التصنيف ثنائي الأبعاد ( درجة الحرارة واللمعان ) على خطوط طيفية حساسة لدرجة حرارة النجم وجاذبية سطحه ، المرتبطة باللمعان (بينما يعتمد تصنيف هارفارد على درجة حرارة السطح فقط). لاحقًا، في عام 1953، وبعد بعض التعديلات على قائمة النجوم القياسية ومعايير التصنيف، سُمّي النظام بتصنيف مورغان-كينان ، أو MK ، ^{[ 23 ]} وهو التصنيف الذي لا يزال مُستخدمًا حتى اليوم.

تُظهر النجوم الأكثر كثافةً ذات الجاذبية السطحية الأعلى اتساعًا أكبر في خطوط الطيف نتيجةً للضغط. وتكون الجاذبية، وبالتالي الضغط، على سطح النجم العملاق أقل بكثير من نظيره على سطح النجم القزم، لأن نصف قطر النجم العملاق أكبر بكثير من نصف قطر النجم القزم ذي الكتلة المماثلة. لذلك، يمكن تفسير الاختلافات في الطيف على أنها تأثيرات ناتجة عن اللمعان ، ويمكن تحديد فئة اللمعان بمجرد فحص الطيف.

يتم تمييز عدد من فئات اللمعان المختلفة ، كما هو موضح في الجدول أدناه. ^{[ 24 ]}

يُسمح بالحالات الحدية؛ على سبيل المثال، قد يكون النجم عملاقًا فائقًا أو عملاقًا ساطعًا، أو قد يكون بين تصنيفي العملاق الفرعي والتسلسل الرئيسي. في هذه الحالات، يُستخدم رمزان خاصان للتمييز بين فئتي اللمعان:

• يشير الخط المائل ( / ) إلى أن النجمة إما من فئة معينة أو من فئة أخرى.
• يشير الواصلة ( - ) إلى أن النجمة تقع بين الفئتين.

على سبيل المثال، سيكون النجم المصنف على أنه A3-4III/IV بين النوعين الطيفيين A3 و A4، بينما يكون إما نجمًا عملاقًا أو شبه عملاق.

كما تم استخدام فئات الأقزام الفرعية: VI للأقزام الفرعية (النجوم الأقل إضاءة بقليل من التسلسل الرئيسي).

نادرًا ما يتم استخدام فئة اللمعان الاسمية  السابعة (وأحيانًا أرقام أعلى) لفئات الأقزام البيضاء أو "الأقزام الفرعية الساخنة"، نظرًا لأن حروف درجة الحرارة للنجوم الرئيسية والنجوم العملاقة لم تعد تنطبق على الأقزام البيضاء.

أحيانًا، تُستخدم الأحرف a و b لتصنيفات اللمعان الأخرى غير العمالقة الفائقة؛ على سبيل المثال، قد يُعطى نجم عملاق أقل لمعانًا بقليل من المعتاد فئة لمعان IIIb، بينما تشير فئة اللمعان IIIa إلى نجم أكثر سطوعًا بقليل من العملاق المعتاد. ^{[ 34 ]}

أُطلق على مجموعة من النجوم من النوع V المتطرفة، والتي تتميز بامتصاص قوي في خطوط طيف الهيليوم II λ4686، اسم Vz . ومن الأمثلة على ذلك النجم HD 93129 B. ^{[ 35 ]}

يمكن إضافة تسميات إضافية، على شكل أحرف صغيرة، بعد النوع الطيفي للإشارة إلى السمات المميزة للطيف. ^{[ 36 ]}

على سبيل المثال، تم إدراج 59 Cygni كنوع طيفي  B1.5Vnne، ^{[ 43 ]} مما يشير إلى طيف ذي تصنيف عام B1.5V، بالإضافة إلى خطوط امتصاص واسعة جدًا وخطوط انبعاث معينة.

خلال ستينيات وسبعينيات القرن التاسع عشر، ابتكر عالم الأطياف النجمية الرائد أنجيلو سيكي تصنيفات سيكي لتصنيف الأطياف المرصودة. وبحلول عام 1866، كان قد طور ثلاثة تصنيفات للأطياف النجمية، موضحة في الجدول أدناه. ^{[ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

في أواخر تسعينيات القرن التاسع عشر، بدأ تصنيف هارفارد يحل محل هذا التصنيف، والذي سيتم تناوله في بقية هذه المقالة. ^{[ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]}

لا ينبغي الخلط بين الأرقام الرومانية المستخدمة لفئات سيكي والأرقام الرومانية غير ذات الصلة المستخدمة لفئات لمعان يركيس وفئات النجوم النيوترونية المقترحة.

بعد وفاة زوجها ، بدأت ماري آنا دريبر بتمويل إنشاء مجموعات لوحات هارفارد ودراسة هذه اللوحات في مرصد كلية هارفارد . وبدأ مدير المرصد، إدوارد سي. بيكرينغ ، بتوظيف عالمات فلك رائدات عُرفن مجتمعات باسم " حاسبات هارفارد" . وعلى الرغم من دراستهن للعديد من المواضيع الفلكية المختلفة، إلا أن إحدى النتائج المبكرة لهذا العمل كانت الطبعة الأولى من " كتالوج هنري دريبر التذكاري للأطياف النجمية" ، الذي نُشر لأول مرة عام 1890. وقد صنّفت ويليامينا فليمنغ معظم الأطياف في الطبعة الأولى من الكتالوج، ويُنسب إليها الفضل في تصنيف أكثر من 10000 نجم مميز واكتشاف 10 مستعرات جديدة وأكثر من 200 نجم متغير. ^{[ 56 ]} وبمساعدة " حاسبات هارفارد" ، وخاصة ويليامينا فليمنغ ، تم ابتكار النسخة الأولى من كتالوج هنري دريبر ليحل محل نظام الأرقام الرومانية الذي وضعه أنجيلو سيكي. ^{[ 57 ]}

استخدم الفهرس نظامًا يُقسّم فئات سيكي السابقة (من 1 إلى 5) إلى فئات أكثر تحديدًا، مُعطاة أحرفًا من A إلى P. كما استُخدم الحرف Q للنجوم التي لا تنتمي إلى أي فئة أخرى. ^{[ 53 ] [ 54 ]} تعاون فليمنج مع بيكرينغ لتمييز 17 فئة مختلفة بناءً على شدة خطوط طيف الهيدروجين، مما يُسبب تباينًا في الأطوال الموجية المنبعثة من النجوم، وبالتالي تباينًا في مظهرها اللوني. تميل الأطياف في الفئة A إلى إنتاج أقوى خطوط امتصاص الهيدروجين، بينما لا تُنتج الأطياف في الفئة O أي خطوط مرئية تقريبًا. يُظهر نظام الأحرف التناقص التدريجي في امتصاص الهيدروجين في الفئات الطيفية عند الانتقال إلى أسفل الأبجدية. عُدّل نظام التصنيف هذا لاحقًا بواسطة آني جامب كانون وأنتونيا موري لإنتاج نظام تصنيف هارفارد الطيفي. ^{[ 56 ] [ 58 ]}

في عام 1897، وضعت عالمة الفلك أنطونيا موري ، من جامعة هارفارد، النوع الفرعي أوريون من فئة سيكي  الأولى قبل بقية أنواع فئة سيكي  الأولى، وبذلك وضعت النوع  B الحديث قبل النوع  A الحديث. وكانت أول من فعل ذلك، على الرغم من أنها لم تستخدم الأنواع الطيفية المرمزة بالأحرف، بل استخدمت سلسلة من اثنين وعشرين نوعًا مرقمة من الأول إلى الثاني والعشرين. ^{[ 59 ] [ 60 ]}

ولأن مجموعات الأرقام الرومانية الـ 22  لم تأخذ في الاعتبار الاختلافات الإضافية في الأطياف، فقد تم إجراء ثلاثة تقسيمات إضافية لتحديد الاختلافات بشكل أكبر: تمت إضافة الأحرف الصغيرة لتمييز ظهور الخطوط النسبي في الأطياف؛ وتم تعريف الخطوط على النحو التالي: ^{[ 61 ]}

• (أ): متوسط ​​العرض
• (ب): ضبابي
• (ج): حاد

نشرت أنطونيا موري فهرسها الخاص لتصنيف النجوم عام 1897 بعنوان "أطياف النجوم الساطعة المصورة بتلسكوب  درابر ذي الـ 11 بوصة كجزء من نصب هنري درابر التذكاري"، والذي تضمن 4800  صورة وتحليلات موري لـ 681  نجمًا ساطعًا في نصف الكرة الشمالي. وكانت هذه أول مرة يُنسب فيها الفضل لامرأة في منشور مرصد فلكي. ^{[ 62 ]}

في عام ١٩٠١، عادت آني جامب كانون إلى استخدام التصنيفات الحرفية، لكنها استغنت عن جميع الأحرف باستثناء O وB وA وF وG وK وM وN المستخدمة بهذا الترتيب، بالإضافة إلى P للسدم الكوكبية وQ لبعض الأطياف الغريبة. كما استخدمت تصنيفات مثل B5A للنجوم التي تقع في منتصف المسافة بين النوعين B وA، وF2G للنجوم التي تقع في خُمس المسافة بين F وG، وهكذا. ^{[ ٦٣ ] [ ٦٤ ]}

وأخيرًا، بحلول عام ١٩١٢، غيّر كانون الأنواع B، A، B5A، F2G، إلخ، إلى B0، A0، B5، F2، إلخ. ^{[ ٦٥ ] [ ٦٦ ]} وهذا هو الشكل الحديث لنظام تصنيف هارفارد. وقد طُوّر هذا النظام من خلال تحليل الأطياف على الألواح الفوتوغرافية، التي كانت قادرة على تحويل الضوء المنبعث من النجوم إلى طيف قابل للقراءة. ^{[ ٦٧ ]}

استُخدم تصنيفٌ للسطوع يُعرف بنظام جبل ويلسون للتمييز بين النجوم ذات السطوع المختلف. ^{[ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]} ولا يزال هذا النظام يُستخدم أحيانًا في الأطياف الحديثة. ^{[ 71 ]}

• sd: قزم فرعي
• د: قزم
• sg: شبه عملاق
• ج: عملاق
• ج: عملاق

يُشار إلى النجوم عادةً بنوعين: النجوم المبكرة والنجوم المتأخرة . "النجوم المبكرة" مرادف للنجوم الأكثر سطوعاً ، بينما "النجوم المتأخرة" مرادف للنجوم الأقل سطوعاً .

بحسب السياق، قد يكون مصطلحا "مبكر" و"متأخر" مطلقين أو نسبيين. فمصطلح "مبكر" كمطلق يشير إلى نجوم من النوع O أو B، وربما A. أما كمرجع نسبي، فيشير إلى نجوم أشد حرارة من غيرها، مثل "K المبكر" الذي قد يشمل K0 وK1 وK2 وK3.

يُستخدم مصطلح "متأخر" بنفس الطريقة، مع استخدام غير مشروط للمصطلح للإشارة إلى النجوم ذات الأنواع الطيفية مثل K و M، ولكن يمكن استخدامه أيضًا للنجوم الباردة نسبيًا مقارنة بالنجوم الأخرى، كما هو الحال في استخدام "متأخر G" للإشارة إلى G7 و G8 و G9.

بالمعنى النسبي، تعني كلمة "مبكر" رقماً عربياً أصغر يلي حرف الصف، وتعني كلمة "متأخر" رقماً أكبر.

هذا المصطلح الغامض موروث من نموذجٍ لتطور النجوم يعود إلى أواخر القرن التاسع عشر ، والذي افترض أن النجوم تستمد طاقتها من الانكماش الجذبي عبر آلية كلفن-هيلمهولتز ، والتي بات من المعروف الآن أنها لا تنطبق على نجوم التسلسل الرئيسي . لو صحّ ذلك، لكانت النجوم تبدأ حياتها كنجوم "مبكرة" شديدة الحرارة، ثم تبرد تدريجيًا لتصبح نجومًا "متأخرة". وقد أعطت هذه الآلية أعمارًا للشمس أقل بكثير مما هو مُسجّل في السجل الجيولوجي ، وأصبحت باليةً بعد اكتشاف أن النجوم تستمد طاقتها من الاندماج النووي . ^{[ 74 ]} وقد استمر استخدام مصطلحي "مبكر" و"متأخر" حتى بعد زوال النموذج الذي استندا إليه.

النجوم من النوع O شديدة الحرارة واللمعان، حيث يتركز معظم إشعاعها في نطاق الأشعة فوق البنفسجية . وهي أندر أنواع نجوم التسلسل الرئيسي، إذ تشكل حوالي 0.00003% من نجوم التسلسل الرئيسي في جوارنا الشمسي . ^{[ c ] [ 11 ]} وتضم هذه الفئة الطيفية بعضًا من أضخم النجوم . غالبًا ما تتميز النجوم من النوع O بمحيط معقد يجعل قياس أطيافها أمرًا صعبًا.

كانت أطياف النوع O تُعرَّف سابقًا بنسبة شدة خط He  II λ4541 إلى شدة خط He  I λ4471، حيث λ هو طول موجة الإشعاع . وكان النوع الطيفي O7 يُعرَّف بأنه النقطة التي تتساوى عندها شدتا الخطين، مع  ضعف خط He I باتجاه الأنواع الأقدم. أما النوع  O3، فكان يُعرَّف بأنه النقطة التي يختفي عندها هذا الخط تمامًا، على الرغم من إمكانية رؤيته بشكل خافت جدًا باستخدام التقنيات الحديثة. ولهذا السبب، يستخدم التعريف الحديث نسبة خط النيتروجين N  IV λ4058 إلى N  III λ4634-40-42. ^{[ 75 ]}

تتميز النجوم من النوع O بخطوط امتصاص بارزة، وأحيانًا خطوط انبعاث، للهيليوم المتأين ( He II)، وخطوط هيليوم متأين بارزة ( Si IV، O III، N III، و C III) وخطوط هيليوم متعادلة ، تزداد قوتها من النوع O5 إلى O9، وخطوط بالمر بارزة للهيدروجين ، وإن لم تكن بقوة الأنواع اللاحقة. لا تحتفظ النجوم من النوع O ذات الكتلة العالية بأغلفة جوية واسعة النطاق نظرًا للسرعة الهائلة لرياحها النجمية ، التي قد تصل إلى 2000 كم/ث. ولأنها ضخمة جدًا، فإن النجوم من النوع O تمتلك نوى شديدة الحرارة وتستهلك وقودها الهيدروجيني بسرعة كبيرة، لذا فهي أول النجوم التي تغادر التسلسل الرئيسي .      

عندما وُصف نظام تصنيف MKK لأول مرة عام 1943، كانت الأنواع الفرعية الوحيدة  المستخدمة من الفئة O هي من O5 إلى O9.5. ^{[ 76 ]} تم توسيع نظام MKK ليشمل O9.7 عام 1971 ^{[ 77 ]} وO4 عام 1978، ^{[ 78 ]} ثم تم إدخال أنظمة تصنيف جديدة تضيف الأنواع O2 وO3 وO3.5. ^{[ 79 ]}

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ]}

• O7V – S Monocerotis
• O9V – 10 Lacerta

تتميز النجوم من النوع B بإضاءة شديدة ولون أزرق. تحتوي أطيافها على خطوط الهيليوم المتعادل، والتي تبرز بشكل خاص في الفئة الفرعية B2، وخطوط هيدروجين متوسطة. ونظرًا لطاقة النجوم من النوعين O وB العالية ، فإن عمرها قصير نسبيًا. وبالتالي، وبسبب انخفاض احتمالية التفاعل الحركي خلال حياتها، فإنها لا تستطيع الابتعاد كثيرًا عن المنطقة التي تشكلت فيها، باستثناء النجوم الهاربة .

كان يُعرَّف الانتقال من الفئة  O إلى الفئة  B في الأصل بأنه النقطة التي يختفي عندها خط He  II λ4541. ومع ذلك، باستخدام الأجهزة الحديثة، لا يزال هذا الخط واضحًا في النجوم المبكرة من النوع B. أما اليوم، بالنسبة لنجوم التسلسل الرئيسي، فيُعرَّف النوع B بدلاً من ذلك بشدة طيف He  I البنفسجي، حيث تتوافق أقصى شدة مع الفئة  B2. بالنسبة للعمالقة الفائقة، تُستخدم خطوط السيليكون بدلاً من ذلك؛ إذ يُشير خطا Si  IV λ4089 وSi  III λ4552 إلى النوع B المبكر. في منتصف النوع B، تُعد شدة الأخير نسبةً إلى شدة Si  II λ4128-30 هي السمة المميزة، بينما بالنسبة للنوع B المتأخر، فهي شدة Mg  II λ4481 نسبةً إلى شدة He  I λ4471. ^{[ 75 ]}

تتواجد هذه النجوم عادةً في تجمعاتها النجمية الأصلية من نوع OB ، المرتبطة بسحب جزيئية عملاقة . ويشغل تجمع أوريون OB1 جزءًا كبيرًا من ذراع حلزوني لمجرة درب التبانة ، ويضم العديد من ألمع نجوم كوكبة الجبار . حوالي 1 من كل 800 نجم (0.125%) من نجوم التسلسل الرئيسي في الجوار الشمسي هي نجوم من النوع B. ^{[ c ] [ 11 ]} تُعد نجوم النوع B نادرة نسبيًا، وأقربها نجم قلب الأسد (Regulus) الذي يبعد حوالي 80 سنة ضوئية. ^{[ 80 ]}

لوحظ أن النجوم الضخمة غير العملاقة ، والمعروفة باسم نجوم Be، تُظهر خطًا أو أكثر من خطوط بالمر في انبعاثاتها، مع كون سلسلة الإشعاع الكهرومغناطيسي المرتبط بالهيدروجين ، والمنبعثة من هذه النجوم، ذات أهمية خاصة. يُعتقد عمومًا أن نجوم Be تتميز برياح نجمية قوية بشكل غير عادي ، ودرجات حرارة سطحية عالية، وفقدان كبير في كتلتها النجمية نتيجة دورانها بسرعة فائقة. ^{[ 81 ]}

الأجسام المعروفة باسم نجوم B[e] - أو نجوم B(e) لأسباب مطبعية - تمتلك خطوط انبعاث مميزة محايدة أو منخفضة التأين والتي تعتبر ذات آليات محظورة ، وتخضع لعمليات غير مسموح بها عادةً في ظل الفهم الحالي لميكانيكا الكم .

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ]}

• B0V – أوبسيلون أوريونيس
• B0Ia – النيلام
• B2Ia – Chi ² Orionis
• B2Ib – 9 Cephei
• B3V – ألكايد
• B3V – إيتا أوريغاي
• B3Ia – أوميكرون ² كانيس ماجوريس
• B5Ia – إيتا كانيس ماجوريس
• B8Ia – ريجل

تُعدّ النجوم من النوع A من بين أكثر النجوم شيوعًا التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة، وهي بيضاء أو بيضاء مزرقة. تتميز هذه النجوم بخطوط هيدروجين قوية، تبلغ ذروتها عند A0، بالإضافة إلى خطوط المعادن المتأينة ( Fe  II، Mg  II، Si  II) التي تبلغ ذروتها أيضًا عند A5. وتزداد شدة خطوط Ca  II بشكل ملحوظ عند هذه النقطة. حوالي 1 من كل 160 نجمًا (0.625%) من نجوم التسلسل الرئيسي في الجوار الشمسي هي نجوم من النوع A، ^{[ c ] [ 11 ]} بما في ذلك 9 نجوم ضمن نطاق 15 فرسخًا فلكيًا. ^{[ 82 ]}

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ]}

• A0Van – Phecda
• A0Va – فيغا
• A0Ib – إيتا ليونيس
• A0Ia – HD 21389
• A1V – سيريوس أ
• A2Ia – دينيب
• A3Va – فومالهوت

تتميز النجوم من النوع F بخطوط طيفية معززة للهيدروجين ( H) والكروم ( K ) للكالسيوم المتأين (Ca  II). وتبدأ المعادن المتعادلة ( الحديد  المتأين، الكروم  المتأين) في اكتساب خطوط طيفية على حساب خطوط المعادن المتأينة في أواخر مرحلة F. وتتميز أطيافها بخطوط الهيدروجين الأضعف والمعادن المتأينة. ولونها أبيض. حوالي 1 من كل 33 نجمًا (3.03%) من نجوم التسلسل الرئيسي في الجوار الشمسي هي نجوم من النوع F، ^{[ c ] [ 11 ]} بما في ذلك نجم واحد هو بروكيون أ (Procyon A) يقع ضمن نطاق 20 سنة ضوئية. ^{[ 83 ]}

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ] [ 87 ]}

• F0IIIa – زيتا ليونيس
• F0Ib – ألفا ليبوريس
• F1V - 37 الدب الأكبر
• F2V – 78 الدب الأكبر
• F7V - إيوتا بيسيوم
• F9V - بيتا فيرجينيس
• F9V - HD 10647

تتميز النجوم من النوع G، بما فيها الشمس ، ^{[ 16 ]} بخطوط طيفية بارزة H و K للكالسيوم المتأين (Ca  II)، والتي تبلغ ذروتها عند G2. وتحتوي هذه النجوم على خطوط هيدروجين أضعف من تلك الموجودة في النوع F، ولكنها تحتوي، إلى جانب المعادن المتأينة، على معادن متعادلة. ويُلاحظ ارتفاع ملحوظ في نطاق G لجزيئات CN .  وتشكل نجوم التسلسل الرئيسي من النوع G حوالي 7.5%، أي ما يقارب نجمًا واحدًا من بين كل ثلاثة عشر نجمًا، من نجوم التسلسل الرئيسي في الجوار الشمسي. ويوجد 21 نجمًا من النوع G ضمن مسافة 10 فرسخ فلكي. ^{[ c ] [ 11 ]}

تحتوي الفئة G على "الفراغ التطوري الأصفر". ^{[ 88 ]} غالبًا ما تتأرجح النجوم العملاقة بين O أو B (الأزرق) و K أو M (الأحمر). وخلال هذه الفترة، لا تبقى طويلًا في فئة النجوم العملاقة الصفراء غير المستقرة .

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ]}

• G0V – بيتا كانوم فيناتيكورم
• G0IV – إيتا بوتيس
• G0Ib – بيتا أكواري
• G2V – الشمس
• G5V – Kappa1 Ceti
• G5IV – مو هرقل
• G5Ib – 9 بيغاسوس
• G8V – 61 الدب الأكبر
• G8IV – بيتا النسر
• G8IIIa – كابا جيمينوروم
• G8IIIab – إبسيلون فيرجينيس
• G8Ib – إبسيلون جيمينوروم

النجوم من النوع K هي نجوم برتقالية اللون، أبرد قليلاً من الشمس. تشكل هذه النجوم حوالي 12% من نجوم التسلسل الرئيسي في جوارنا الشمسي. ^{[ c ] [ 11 ]} وهناك أيضاً نجوم عملاقة من النوع K، تتراوح أحجامها من العملاق الفائق مثل RW Cephei ، إلى العمالقة والعملاق الفائق مثل Arcturus ، بينما الأقزام البرتقالية ، مثل Toliman ، هي نجوم من التسلسل الرئيسي.

تتميز هذه النجوم بخطوط هيدروجين ضعيفة للغاية، إن وُجدت أصلاً، وتتكون في الغالب من معادن متعادلة ( Mn  I، Fe  I، Si  I). وبحلول أواخر المرحلة K، تظهر نطاقات جزيئية لأكسيد التيتانيوم . تشير النظريات السائدة (التي ترتكز على انخفاض النشاط الإشعاعي الضار وطول عمر النجم) إلى أن هذه النجوم لديها أفضل الفرص لنشوء حياة متطورة على الكواكب التي تدور حولها (إذا كانت هذه الحياة مماثلة للحياة على الأرض) نظرًا لوجود منطقة صالحة للسكن واسعة، وفترات انبعاث إشعاعي ضار أقل بكثير مقارنةً بالنجوم ذات المناطق الأوسع. ^{[ 89 ] [ 90 ]}

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ]}

• K0V – سيجما دراكونيس
• K0III – بولوكس
• K0III – إبسيلون سيغني
• K2V – إبسيلون إريداني
• K2III – كابا أوفيوتشي
• K3III – رو بوتيس
• K5V – 61 Cygni A
• K5III – جاما دراكونيس

تُعدّ نجوم الفئة  M الأكثر شيوعًا، إذ تُشكّل حوالي 76% من نجوم التسلسل الرئيسي في جوارنا الشمسي  . ^{[ c ] [ f ] [ 11 ]} مع ذلك، تتميّز  نجوم التسلسل الرئيسي من الفئة M ( الأقزام الحمراء ) بانخفاض إضاءتها، بحيث لا يُمكن رؤيتها بالعين المجردة إلا في ظروف استثنائية. يُعدّ Lacaille 8760 ، من الفئة M0V، ألمع  نجم معروف من نجوم التسلسل الرئيسي من الفئة M، إذ يبلغ قدره الظاهري 6.7 (يُذكر عادةً أن الحد الأدنى للقدر الظاهري للرؤية بالعين المجردة في ظروف جيدة هو 6.5)، ومن المستبعد جدًا العثور على نجوم أكثر سطوعًا.  

على الرغم من أن معظم  نجوم الفئة M هي أقزام حمراء، فإن معظم أكبر النجوم العملاقة المعروفة في مجرة ​​درب التبانة هي نجوم من الفئة M، مثل VY Canis Majoris و VV Cephei و Antares و Betelgeuse . علاوة على ذلك، فإن بعض الأقزام البنية الأكبر حجمًا والأكثر سخونة هي من الفئة  M المتأخرة، وعادةً ما تتراوح قوتها بين M6.5 وM9.5.

يحتوي طيف  نجم من الفئة M على خطوط من جزيئات الأكسيد (في الطيف المرئي ، وخاصة TiO ) وجميع المعادن المتعادلة، ولكن عادةً ما تغيب خطوط امتصاص الهيدروجين. قد تكون نطاقات TiO قوية في نجوم الفئة M، وعادةً ما تهيمن على طيفها المرئي عند بلوغها حوالي M5. وتظهر نطاقات أكسيد الفاناديوم (II) في أواخر الفئة M.  

أمثلة على المعايير الطيفية: ^{[ 72 ]}

• M3V – Gliese 581
• M0IIIa – ميراش
• M2III – تشي بيغاسوس
• M1-M2Ia-Iab – منكب الجوزاء
• M2Ia – Mu Cephei (" عقيق هيرشل ")

تُظهر أطياف بعض النجوم شديدة الحرارة والزرقاء خطوط انبعاث واضحة من الكربون أو النيتروجين، أو أحيانًا الأكسجين.

فئة WR (أو W): وولف-رايت

كانت تُصنّف سابقًا ضمن نجوم النوع O، أما نجوم وولف-رايت من الفئة  W ^{[ 93 ]} أو WR، فتتميز بأطيافها الخالية من خطوط الهيدروجين. وبدلًا من ذلك، تهيمن على أطيافها خطوط انبعاث عريضة للهيليوم عالي التأين، والنيتروجين، والكربون، وأحيانًا الأكسجين. ويُعتقد أنها في الغالب عمالقة فائقة تحتضر، حيث تناثرت طبقات الهيدروجين فيها بفعل الرياح النجمية  ، مما كشف مباشرةً عن أغلفة الهيليوم الساخنة. تُقسّم الفئة WR إلى فئات فرعية وفقًا للقوة النسبية لخطوط انبعاث النيتروجين والكربون في أطيافها (وطبقاتها الخارجية). ^{[ 42 ]}

نطاق أطياف WR مدرج أدناه: ^{[ 94 ] [ 95 ]}

• WN ^{[ 42 ]} – يهيمن على الطيف خطوط N  III-V و He  I-II
  • غرب شمال شرق (من WN2 إلى WN5 مع بعض WN6) - أكثر سخونة أو "مبكراً"
  • WNL (من WN7 إلى WN9 مع بعض WN6) - أبرد أو "متأخر"
  • تُستخدم فئات WN الموسعة WN10 و WN11 أحيانًا لنجوم Ofpe/WN9 ^{[ 42 ].}
  • يُستخدم الوسم h (مثل WN9h) لـ WR مع انبعاث الهيدروجين، بينما يُستخدم الوسم ha (مثل WN6ha) لكل من انبعاث الهيدروجين وامتصاصه.
• WN/C – نجوم WN بالإضافة إلى  خطوط C IV القوية، متوسطة بين نجوم WN و WC ^{[ 42 ]}
• WC ^{[ 42 ]} – طيف يحتوي على  خطوط C II-IV قوية
  • WCE (من WC4 إلى WC6) – أكثر سخونة أو "مبكرًا"
  • WCL (من WC7 إلى WC9) - أبرد أو "متأخر"
• WO (WO1 إلى WO4) –  خطوط O VI قوية، نادرة للغاية، امتداد لفئة WCE إلى درجات حرارة عالية بشكل لا يصدق (تصل إلى 200 كيلو كلفن أو أكثر).

على الرغم من أن النجوم المركزية لمعظم السدم الكوكبية تُظهر أطيافًا من النوع O، ^{[ 96 ]} فإن حوالي 10% منها تعاني من نقص الهيدروجين وتُظهر أطياف وولف-رايت. ^{[ 97 ]} هذه نجوم منخفضة الكتلة، ولتمييزها عن نجوم وولف-رايت الضخمة، تُحاط أطيافها بأقواس مربعة: على سبيل المثال [WC]. تُظهر معظم هذه النجوم أطياف [WC]، وبعضها [WO]، ونادرًا جدًا [WN].

تم استحداث الأنواع الطيفية الجديدة L و T و Y لتصنيف أطياف الأشعة تحت الحمراء للنجوم الباردة. ويشمل ذلك كلاً من الأقزام الحمراء والأقزام البنية التي تكون خافتة للغاية في الطيف المرئي . ^{[ 99 ]}

الأقزام البنية ، وهي نجوم لا تخضع لاندماج الهيدروجين ، تبرد مع تقدمها في العمر، وبالتالي تتطور إلى أنواع طيفية لاحقة. تبدأ الأقزام البنية حياتها بأطياف من النوع M، ثم تبرد عبر الفئات الطيفية L وT وY، ويكون التبريد أسرع كلما قلت كتلتها؛ ولا يمكن للأقزام البنية ذات الكتلة الأكبر أن تبرد إلى النوع Y أو حتى T خلال عمر الكون. ولأن هذا يؤدي إلى تداخل غير قابل للتمييز بين درجة الحرارة الفعالة واللمعان للأنواع الطيفية لبعض الكتل والأعمار لأنواع LTY المختلفة، فلا يمكن تحديد قيم مميزة ^لدرجة الحرارة أو اللمعان . [ ^{10 ]}

الفئة L

تُسمى الأقزام من الفئة L بهذا الاسم لأنها أبرد من النجوم من الفئة M، وL هو الحرف المتبقي أبجديًا الأقرب إلى M. بعض هذه الأجرام لها كتل كبيرة بما يكفي لدعم اندماج الهيدروجين، وبالتالي فهي نجوم، لكن معظمها ذو كتلة دون نجمية ، ولذلك فهي أقزام بنية. لونها أحمر داكن جدًا، وتكون في أشد سطوعها في الأشعة تحت الحمراء . غلافها الجوي بارد بما يكفي ليسمح لهيدريدات المعادن والمعادن القلوية بالظهور بوضوح في أطيافها. ^{[ 100 ] [ 101 ] [ 102 ]}

بسبب انخفاض جاذبية سطح النجوم العملاقة، لا تتشكل المكثفات الحاملة لأكسيد التيتانيوم (TiO ) وأكسيد الفاناديوم (VO) . لذا، لا يمكن أن تتشكل النجوم من النوع L الأكبر من الأقزام في بيئة معزولة. مع ذلك، قد يكون من الممكن أن تتشكل هذه النجوم العملاقة الفائقة من النوع L من خلال تصادمات نجمية، ومن الأمثلة على ذلك النجم V838 Monocerotis أثناء ذروة ثورانه كمستعر أحمر ساطع .

الفئة T

الأقزام من الفئة  T هي أقزام بنية باردة تتراوح درجة حرارة سطحها بين 550 و1300 كلفن تقريبًا (277 و1027 درجة مئوية؛ 530 و1880 درجة فهرنهايت) . تبلغ ذروة انبعاثها في نطاق الأشعة تحت الحمراء . ويُعدّ الميثان عنصرًا بارزًا في أطيافها. ^{[ 100 ] [ 101 ]}   

تشير دراسة عدد الأقراص الكوكبية الأولية (وهي تجمعات غازية في السدم تتشكل منها النجوم والأنظمة الكوكبية) إلى أن عدد النجوم في المجرة يجب أن يكون أعلى بعدة مراتب مما كان يُعتقد سابقًا. ويُفترض أن هذه الأقراص الكوكبية الأولية تتنافس فيما بينها. فالأول الذي يتشكل منها سيصبح نجمًا أوليًا ، وهي أجرام شديدة العنف تُفتت الأقراص الكوكبية الأولية الأخرى في جوارها، مُجردةً إياها من غازها. ومن المرجح أن تتحول الأقراص الكوكبية الأولية المتضررة إلى نجوم من النسق الأساسي أو أقزام بنية من الفئتين L و T، وهي غير مرئية لنا. ^{[ 103 ]}

الفئة Y

الأقزام البنية من الفئة الطيفية  Y أبرد من تلك من الفئة الطيفية  T، ولها أطياف مختلفة نوعيًا عنها.  وقد صُنّف 17 جرمًا في الفئة  Y حتى أغسطس 2013. ^{[ 104 ]} على الرغم من نمذجة هذه الأقزام ^{[ 105 ]} ورصدها ضمن نطاق 40 سنة ضوئية بواسطة مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE) ^{[ 91 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ] [ 109 ]،} إلا أنه لا يوجد حتى الآن تسلسل طيفي محدد بدقة ولا نماذج أولية. ومع ذلك، فقد اقتُرحت عدة أجرام كفئات طيفية Y0 وY1 وY2. ^{[ 110 ]}

تُظهر أطياف هذه الأجسام المحتملة من فئة Y امتصاصًا حول 1.55 ميكرومتر . ^{[ 111 ]} وقد اقترح ديلورم وآخرون أن هذه السمة ناتجة عن امتصاص الأمونيا ، وأنه ينبغي اعتبارها السمة الدالة على انتقال TY. ^{[ 111 ] [ 112 ]} في الواقع، تُعد سمة امتصاص الأمونيا هذه المعيار الرئيسي المُعتمد لتحديد هذه الفئة. ^{[ 110 ]} ومع ذلك، يصعب تمييز هذه السمة عن الامتصاص بواسطة الماء والميثان ، ^{[ 111} ] وقد ذكر باحثون آخرون أن تصنيفها ضمن الفئة Y0 سابق لأوانه ^{. [ 113 ]} 

أحدث قزم بني مقترح للنوع الطيفي Y، وهو WISE 1828+2650 ، هو قزم من النوع  Y2 >  ، وقُدِّرت درجة حرارته الفعالة في البداية بحوالي 300 كلفن ، وهي درجة حرارة جسم الإنسان. ^{[ 106 ] [ 107 ] [ 114 ]} ومع ذلك، أظهرت قياسات اختلاف المنظر لاحقًا أن لمعانه لا يتوافق مع كونه أبرد من 400 كلفن تقريبًا. أبرد قزم Y معروف حاليًا هو WISE 0855−0714 ، بدرجة حرارة تقريبية تبلغ 250 كلفن، وكتلة تعادل سبعة أضعاف كتلة كوكب المشتري. ^{[ 115 ]}   

يتراوح نطاق كتلة الأقزام من  النوع Y بين 9 و25 ضعف كتلة كوكب المشتري ، ولكن قد تصل كتلة الأجسام الفتية إلى أقل من كتلة كوكب المشتري (على الرغم من أنها تبرد لتصبح كواكب)، مما يعني أن أجسام الفئة Y تقع على حافة حد اندماج الديوتيريوم البالغ 13 ضعف كتلة كوكب المشتري، والذي يمثل الحد الفاصل الحالي للاتحاد الفلكي الدولي بين الأقزام البنية والكواكب. ^{[ 110 ]}  

النجوم الكربونية هي نجوم تشير أطيافها إلى إنتاج الكربون، وهو ناتج ثانوي لاندماج الهيليوم الثلاثي ألفا . مع ازدياد وفرة الكربون، وإنتاج بعض العناصر الثقيلة بالتوازي من خلال عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (s-process) ، تصبح أطياف هذه النجوم منحرفة بشكل متزايد عن الفئات الطيفية المتأخرة المعتادة  G وK وM. أما الفئات المكافئة للنجوم الغنية بالكربون فهي S وC.

يُفترض أن النجوم العملاقة من بين تلك النجوم تنتج هذا الكربون بنفسها، ولكن بعض النجوم في هذه الفئة هي نجوم مزدوجة، ويُشتبه في أن غلافها الجوي الغريب قد تم نقله من نجم مرافق أصبح الآن قزمًا أبيض، عندما كان النجم المرافق نجمًا كربونيًا.

الفئة ج

كانت تُصنف في الأصل كنجوم من النوعين R وN  ، وتُعرف أيضًا باسم النجوم الكربونية . وهي عمالقة حمراء، تقترب من نهاية حياتها، وتتميز بوجود فائض من الكربون في غلافها الجوي. كانت فئتا R وN القديمتان تُصنفان بالتوازي مع نظام التصنيف العادي من منتصف G تقريبًا إلى أواخر M. وقد أُعيد تصنيفهما مؤخرًا ضمن فئة كربونية موحدة C، حيث يبدأ N0 من C6 تقريبًا. وهناك مجموعة فرعية أخرى من النجوم الكربونية الباردة، وهي نجوم النوع C-J، التي تتميز بوجود جزيئات 13CN بكثرة، بالإضافة ^إلى جزيئات 12CN ^. [ ^{123 ] يُعرف} عدد قليل من النجوم الكربونية في التسلسل الرئيسي، لكن الغالبية العظمى من النجوم الكربونية المعروفة هي عمالقة أو عمالقة فائقة. وهناك عدة فئات فرعية:

• CR – كانت في السابق فئة خاصة بها ( R ) تمثل ما يعادل النجوم الكربونية من النوع G المتأخر إلى النوع K المبكر.
• CN - كانت في السابق فئة مستقلة تمثل ما يعادل النجوم الكربونية من النوع K المتأخر إلى النوع M.
• CJ – نوع فرعي من النجوم الباردة من النوع C ذات محتوى عالٍ من ^13C .
• CH – نظائر المجموعة الثانية لنجوم CR.
• C-Hd – نجوم الكربون التي تعاني من نقص الهيدروجين، على غرار العمالقة الفائقة المتأخرة من النوع G مع إضافة نطاقات CH و C _{2 .}

يُعدّ التصنيف  D (اختصارًا لـ Degenerate ) التصنيف الحديث المستخدم للأقزام البيضاء، وهي نجوم منخفضة الكتلة توقفت عن الاندماج النووي وانكمشت إلى حجم كوكبي، وتبرد ببطء.  وينقسم التصنيف D إلى أنواع طيفية هي DA وDB وDC وDO وDQ وDX وDZ. لا ترتبط هذه الأحرف بالأحرف المستخدمة في تصنيف النجوم الأخرى، بل تشير إلى تركيب الطبقة الخارجية المرئية للقزم الأبيض أو غلافه الجوي.

أنواع الأقزام البيضاء هي كما يلي: ^{[ 125 ] [ 126 ]}

• DA – غلاف جوي غني بالهيدروجين أو طبقة خارجية، يُشار إليها بخطوط طيف الهيدروجين القوية لبالمر .
• DB – غلاف جوي غني بالهيليوم ، كما يتضح من خطوط الطيف للهيليوم المتعادل، He  I.
• DO – جو غني بالهيليوم، كما يتضح من خطوط الطيف للهيليوم المتأين، He  II .
• DQ – غلاف جوي غني بالكربون ، يُشار إليه بخطوط الكربون الذرية أو الجزيئية.
• DZ – غلاف جوي غني بالمعادن ، كما يتضح من خطوط الطيف المعدني (اندماج أنواع الأقزام البيضاء القديمة، DG و DK و DM).
• التيار المستمر – لا توجد خطوط طيفية قوية تشير إلى إحدى الفئات المذكورة أعلاه.
• DX – الخطوط الطيفية غير واضحة بما يكفي لتصنيفها ضمن إحدى الفئات المذكورة أعلاه.

يتبع النوع رقمٌ يُشير إلى درجة حرارة سطح القزم الأبيض. هذا الرقم هو صيغة مُقرَّبة من 50400/ T _{_eff} ، حيث T _{_eff} هي درجة حرارة السطح الفعّالة ، مُقاسة بالكلفن . في الأصل، كان هذا الرقم يُقرَّب إلى أحد الأرقام من 1 إلى 9، ولكن في الآونة الأخيرة بدأ استخدام القيم الكسرية، بالإضافة إلى القيم الأقل من 1 والأكبر من 9. (على سبيل المثال، DA1.5 للقزم IK Pegasi B) ^{[ 125 ] [ 127 ]}

يمكن استخدام حرفين أو أكثر من حروف النوع للإشارة إلى قزم أبيض يُظهر أكثر من سمة طيفية واحدة مما سبق ذكره. ^{[ 125 ]}

أنواع الأقزام البيضاء الممتدة

• DAB – قزم أبيض غني بالهيدروجين والهيليوم يعرض خطوط الهيليوم المتعادل
• DAO – قزم أبيض غني بالهيدروجين والهيليوم يعرض خطوط الهيليوم المتأين
• DAZ – قزم أبيض معدني غني بالهيدروجين
• DBZ – قزم أبيض معدني غني بالهيليوم

يتم استخدام مجموعة مختلفة من رموز الخصائص الطيفية للأقزام البيضاء مقارنة بأنواع النجوم الأخرى: ^{[ 125 ]}

شفرة	الخصائص الطيفية للنجوم
P	قزم أبيض مغناطيسي ذو استقطاب قابل للكشف
هـ	خطوط انبعاث موجودة
ح	قزم أبيض مغناطيسي بدون استقطاب قابل للكشف
V	عامل
PEC	توجد خصائص طيفية مميزة

المتغيرات الزرقاء اللامعة (LBVs) نجوم نادرة، ضخمة، ومتطورة، تُظهر تغيرات غير متوقعة، وأحيانًا جذرية، في أطيافها وسطوعها. خلال فترات سكونها، تُشبه عادةً نجوم النوع B، وإن كانت بخطوط طيفية غير اعتيادية. أما خلال فترات سطوعها الشديد، فتُصبح أقرب إلى نجوم النوع F، مع درجات حرارة أقل بكثير. تُصنّف العديد من الدراسات المتغيرات الزرقاء اللامعة كنوع طيفي مستقل. ^{[ 128 ] [ 129 ]}

وأخيرًا، فإن الفئتين P و Q متبقيتان من النظام الذي طوره كانون لفهرس هنري درابر . ويتم استخدامهما أحيانًا لبعض الأجرام، غير المرتبطة بنجم واحد:  أجرام النوع P هي نجوم داخل السدم الكوكبية (عادةً ما تكون أقزامًا بيضاء شابة أو عمالقة M فقيرة بالهيدروجين)؛ أما  أجرام النوع Q فهي مستعرات جديدة . ^{[ 130 ]}