Zvijezde pripadaju najtoplijim objektima Univerzuma. Visoka temperatura našeg Sunca je to omogućila na Zemlji. Ali razlog tako snažnog zagrijavanja zvijezda ostao je ljudima dugo nepoznat.

Tajna visoke temperature zvezde leži u njoj. Ovo se ne odnosi samo na sastav zvijezde - doslovno, cijeli sjaj zvijezde dolazi iznutra. - ovo je vruće srce zvijezde, u kojem se događa reakcija termonuklearne fuzije, najmoćnija od nuklearnih reakcija. Ovaj proces je izvor energije za cijelu zvijezdu - toplina iz centra se diže prema van, a zatim u svemir.

Stoga, temperatura zvijezde uvelike varira ovisno o tome gdje se mjeri. Na primjer, temperatura u centru našeg jezgra dostiže 15 miliona stepeni Celzijusa - a već na površini, u fotosferi, toplota pada na 5 hiljada stepeni.

Zašto je zvezdana temperatura toliko različita?

Primarno spajanje atoma vodika je prvi korak u procesu nuklearne fuzije

Zaista, razlike u zagrijavanju jezgra zvijezde i njene površine su iznenađujuće. Kada bi se sva energija Sunčevog jezgra ravnomjerno rasporedila po zvijezdi, površinska temperatura naše zvijezde bila bi nekoliko miliona stepeni Celzijusa! Ništa manje upečatljive su razlike u temperaturi između zvijezda različitih spektralnih klasa.

Stvar je u tome što temperaturu zvijezde određuju dva glavna faktora: nivo jezgre i površina emitivne površine. Pogledajmo ih pobliže.

Emisija energije iz jezgra

Iako se jezgro zagreva do 15 miliona stepeni, sva ta energija se ne prenosi na susedne slojeve. Emituje se samo toplota proizvedena termonuklearnom reakcijom. Energija, uprkos svojoj snazi, ostaje unutar jezgra. Shodno tome, temperatura gornjih slojeva zvijezde određena je samo jačinom termonuklearnih reakcija u jezgru.

Razlike ovdje mogu biti kvalitativne i kvantitativne. Ako je jezgro dovoljno veliko, u njemu "gori" više vodonika. Tako mlade i zrele zvijezde veličine Sunca, kao i plavi divovi i supergiganti, dobijaju energiju. Masivne zvijezde poput crvenih divova sagorevaju ne samo vodonik, već i helijum, ili čak ugljik i kisik, u svojoj nuklearnoj peći.

Procesi fuzije sa jezgrima teških elemenata daju mnogo više energije. U reakciji termonuklearne fuzije energija se dobiva iz viška mase spojenih atoma. Tokom vremena koje se dešava unutar Sunca, 6 jezgara vodika sa atomskom masom 1 spaja se u jedno jezgro helijuma mase 4 - grubo govoreći, 2 dodatna jezgra vodonika se pretvaraju u energiju. A kada ugljik "izgori", jezgra s masom već 12 sudaraju se - prema tome, izlazna energija je mnogo veća.

Zračna površina

Međutim, zvijezde ne samo da stvaraju energiju, već je i rasipaju. Posljedično, što više energije zvijezda odaje, to je njena temperatura niža. A količina oslobođene energije prvenstveno određuje površinu emitirane površine.

Istinitost ovog pravila može se provjeriti iu svakodnevnom životu - rublje se brže suši ako je okačeno šire na konop. A površina zvijezde širi svoje jezgro. Što je gušći, to je viša njegova temperatura - a kada se dostigne određeni nivo, vodonik izvan jezgra zvijezde se zapali od žarenja.

Zvijezde su džinovske kolekcije vrućeg plina. Sastoje se uglavnom od dvije vrste plina - vodonika i helijuma. Zbog fuzije vodonika i helijuma dolazi do oslobađanja energije, zbog čega su zvijezde tako sjajne i vruće i vjerovatno nam zato izgledaju bijele. Šta je sa najpoznatijom zvijezdom - ? Nama više ne izgleda tako bijelo, već više liči na žutu. Tu su i crvene, smeđe i plave zvezde.

Da biste razumjeli zašto zvijezde dolaze u različitim bojama, potrebno je pratiti cijeli životni put zvijezde od trenutka njenog pojavljivanja do potpunog izumiranja.

Fotografija Najdžela Houa

Sada shvatate da svaka zvijezda prolazi kroz različite puteve svog razvoja i stalno mijenja svoju veličinu, boju, sjaj, temperaturu. Otuda postoji toliko mnogo varijanti zvijezda. Najmanje zvijezde su crvene. Prosječne zvijezde imaju žutu boju, kao što je naše Sunce. Veće zvijezde su plave i najsjajnije su zvijezde. Smeđi patuljci imaju vrlo malo energije i nisu u stanju da nadoknade energiju izgubljenu radijacijom. Bijeli patuljci su zvijezde koje se postepeno hlade koje ubrzo postaju nevidljive i tamne.

Jedina zvijezda u našem Sunčevom sistemu, Sunce, je vrsta "žutog patuljka". Polarna zvijezda koja pokazuje put mornarima je plavi superdžin. A zvijezda najbliža Suncu, Proxima Centauri, je crveni patuljak. Većina zvijezda u svemiru su također crveni patuljci. I sve zvezde vidimo kao bele, zašto? Ispostavilo se da je to zbog zamračenja zvijezda i našeg vida. Nije dovoljno oštar da otkrije različite boje takvih zvijezda. Ali još uvijek možemo razlikovati boju najsjajnijih zvijezda.

Sada znate da zvijezde nisu samo bijele i lako možete izvršiti zadatak.

vježba:

1. Nacrtajte nebo puno šarenih zvijezda. Ovo je upravo nebo koje bismo vidjeli da imamo oštriji vid.

O zvijezdama

Slušaj! Na kraju krajeva, ako zvijezde svijetle -

Da li to znači da nekome treba ovo?

To znači da je neophodno

tako da svako veče

preko krovova

Da li je upalila bar jedna zvezda?!

I fizičare i tekstopisce privlači pričanje o zvijezdama, a umjetnici pokušavaju uhvatiti zvjezdano nebo na svojim platnima.
Ali dok se divimo zvijezdama koje trepere na noćnom nebu, ponekad se sjetimo da su zvijezde daleki, ogromni i raznoliki svjetovi.

Kakve su to zvezde?
Zvezda sa astronomske tačke gledišta- masivna svjetleća plinska lopta iste prirode kao Sunce.
Zvijezde se formiraju iz okoline plina i prašine (uglavnom od vodonika i helijuma) kao rezultat gravitacijske kompresije.
Zvijezde se međusobno razlikuju po masi, spektru luminiscencije i stupnjevima evolucije.
A ovakve su zvezde

Spektralne klase
Zvijezde se kreću po spektralnom tipu od vruće plave do hladno crvene, a po masi - od 0,0767 do 300 solarnih masa. Svjetlost i boja zvijezde zavise od njene površinske temperature i mase. Spektralne klase - od toplog do hladnog: (O, B, A, F, G, K, M).

Zvjezdana karta
Početkom 20. vijeka Hertzsprung i Russell su zacrtali " Apsolutna veličina" - "spektralna klasa"razne zvijezde, a pokazalo se da je većina njih grupirana duž uske krivulje - glavna sekvenca zvijezde

Naše Sunce se takođe nalazi na glavnoj sekvenci - tipična zvezda spektralne klase G, žuti patuljak.
Oznaka klase zvijezda: prvo dolazi slovna oznaka spektralne klase, zatim spektralna podklasa arapskim brojevima, zatim klasa sjaja rimskim brojevima (broj regije na dijagramu). Sunce je klasifikovano kao G2V.

Zvijezde glavne sekvence
Ove zvijezde su u životnoj fazi u kojoj energija zračenja je u potpunosti nadoknađena energijom termonuklearnih reakcija koje se odvijaju u njegovom središtu. Sjaj takvih zvijezda može biti različit, ovisno o vrsti reakcije.
U ovoj klasi naučnici identifikuju sledeće tipove zvezda: O - plava, B - bijelo-plava, A - bijela, F- bijelo-žuta; G- žuta; K - narandžasta; M - crvena.
Plave zvijezde imaju najvišu temperaturu, crvene zvijezde imaju najnižu temperaturu.. Sunce je žuto sorti zvijezda, njegova starost je nešto veća 4,5 milijardi godina.
Divovi se smatraju svjetiljkama čiji prečnik i masa su desetine hiljada puta veće od Sunca.
Usput, za pamćenje zvjezdani časovi su smiješni mnemonička fraza: Jedan obrijani Englez žvaće urme kao šargarepu (O, B, A, F, G, K, M)..

Ispostavilo se da je raznolikost vrsta zvijezda odraz kvantitativno karakteristike zvijezda (masa, hemijski sastav) i evolucionom stadiju na kojoj se zvijezda trenutno nalazi.
STAR EVOLUTION u astronomiji, redoslijed promjena koje zvijezda prolazi tokom svog života.
Zvezda za milione i milijarde godina vašeg života prolazi kroz razne faze evolucije...

Evolucija Sunca

Zvijezda se iz gigantske zvijezde može pretvoriti u bijelog patuljka ili crvenog diva, a zatim eksplodirati u Supernovu ili se pretvoriti u strašnu crnu rupu.
Kako nastaju ove transformacije?

EVOLUCIJA ZVIJEZDA
Majka svakog nebeskog tijela može se nazvati gravitacijom, a otac je otpor materije na kompresiju.
Zvezda počinje svoj život poput oblaka međuzvjezdanog plina, komprimiranog pod utjecajem vlastite gravitacije i poprimajući oblik lopte. Tokom kompresije, gravitaciona energija se pretvara u toplinu, a temperatura raste.
Kada temperatura u centru dostigne 15-20 miliona, počinju termonuklearne reakcije i kompresija prestaje. Objekt postaje puna zvijezda!
Plavi div- zvezda spektralne klase O ili B. Ovo su mlade, vrele, masivne zvezde. Mase plavih divova dostižu 10-20 solarnih masa, a njihov sjaj je hiljadama puta veći od Sunca.
U prvoj faziŽivotom zvijezde dominiraju reakcije vodonikovog ciklusa. Kada se sav vodonik u centru zvijezde pretvori u helijum, termonuklearne reakcije prestaju.

Crveni gigant- jedna od faza evolucije zvijezda.
Prečnik zvijezde se povećava u vrijeme kada vodonik izgori u njenom jezgru. Sjaj vrućih plinova poprima crvenu nijansu, a njihova temperatura je relativno niska.

Bez pritiska koji je nastao tokom reakcija i balansirao gravitaciono privlačenje zvezde, zvezda je ponovo počinje kompresiju. Porast temperature i pritiska.
Kolaps nastavlja se sve dok termonuklearne reakcije koje uključuju helijum ne počnu na temperaturi od oko 100 miliona.
Obnovljeno termonuklearno sagorevanje supstanca, helijum, izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde, njena veličina se povećava 100 puta! Zvezda postaje crveni džin, a faza sagorevanja helijuma traje nekoliko miliona godina.

Crveni divovi i supergiganti-zvijezde sa niskim temperaturama (3000 - 5000 K), ali sa ogromnim sjajem. Apsolutna veličina takvih objekata je −3m—0m, a njihova maksimalna emisija je infracrveni domet.
Skoro sve crveni giganti su promenljive zvezde.
Događa se daljnja termonuklearna transformacija helijuma (helij u ugljik, ugljik u kisik, kisik u silicij i na kraju silicijum u željezo).
Crveni patuljak
Mali, hladni crveni patuljci polako sagorevaju svoje rezerve vodonika i tako ostaju milijardama godina, dok će se masivni supergiganti promijeniti u roku od samo nekoliko miliona godina od formiranja.
Zvijezde srednje veličine, kao i Sunce, ostaju na glavnom nizu oko 10 milijardi godina.
Nakon bljeska helijuma, ugljik i kisik se "zapale"; ovo uzrokuje snažno restrukturiranje zvijezde. Veličina atmosfere zvijezde se povećava i ona počinje gubiti plin u obliku potoka zvezdani vetar.

Bijeli patuljak ili crna rupa?
Sudbina zvezde zavisi od njene početne mase.
Jezgro zvijezde može okončati svoju evoluciju:
Kako bijeli patuljak(zvijezde male mase),
Kako neutronska zvijezda (pulsar)- ako njegova masa prelazi granicu Chandrasekhara,
I kako crna rupa- ako masa prelazi Oppenheimer-Volkov granicu.
U posljednja dva slučaja, završetak evolucije zvijezda je praćen katastrofalnim događajima - eksplozije supernove.

Bijeli patuljci
Velika većina zvijezda, uključujući Sunce, završava svoju evoluciju smanjivanjem do pritisak degenerisanog jezgra neće uravnotežiti gravitaciju .

u ovom stanju, kada se veličina zvijezde smanji za stotinu puta, i gustina postaje milion puta veća gustina vode, zvijezda se zove bijeli patuljak. On je lišen izvora energije i, hladeći se, postaje mračno i nevidljivo.

Nova zvijezda— vrsta kataklizmičkih varijabli. Njihov sjaj se ne mijenja tako oštro kao kod supernova (iako amplituda može biti 9m).

Supernove- zvijezde koje završavaju svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Termin "supernove" korišten je za opisivanje zvijezda koje su bljesnule snažnije od "nove". Zapravo, nisu sve nove, već postojeće zvijezde bukte. Ali ponekad su planule zvijezde koje su ranije bile nevidljive na nebu, što je stvaralo efekat pojave nove zvijezde.

Hypernova— kolaps teške zvezde nakon što više nema izvora koji podržavaju termonuklearne reakcije; veoma velika supernova. Termin se koristi za opisivanje eksplozija zvijezda s masama od 100 ili više solarnih masa.

Varijabilna zvijezda je zvijezda čiji se sjaj promijenio barem jednom u čitavoj istoriji posmatranja. Postoji mnogo razloga za varijabilnost. Na primjer, ako je zvijezda dvostruka, tada će je jedna zvijezda, prolazeći kroz disk druge zvijezde, pomračiti.


Ali u većini slučajeva, varijabilnost je povezana s nestabilnim unutrašnjim procesima

Crna rupa- područje u prostor-vremenu, čije je gravitaciono privlačenje toliko snažno da ga čak ni objekti koji se kreću brzinom svjetlosti (uključujući kvante svjetlosti) ne mogu napustiti.


Granica ove oblasti se zove horizont događaja, a njegova karakteristična veličina je gravitacijski radijus. U najjednostavnijem slučaju jednako je Schwarzschildov radijus.
R w=2G M/s 2
gdje je c brzina svjetlosti, M je masa tijela, G je gravitaciona konstanta.
………………………
Neutronska zvijezda- astronomski objekat koji se sastoji od neutronskog jezgra i tanke (∼1 km) kore degenerisane materije koja sadrži teška atomska jezgra. Mase neutronskih zvijezda su uporedive sa masom Sunca, ali radijusi su samo desetine kilometara. Vjeruje se da se rađaju neutronske zvijezde tokom eksplozija supernove.

Dakle, Crab Maglina u sazviježđu Bik je ostatak supernove, čija je eksplozija uočena, prema zapisima arapskih i kineskih astronoma, 4. jula 1054. godine. Baklja je bila vidljiva golim okom 23 dana, čak i tokom dana.
Rakova maglina u konvencionalnim bojama (plava - rendgenski, crvena - optički raspon). U centru - pulsar.

Pulsar— kosmički izvor periodično radio (radio pulsar), optičko, rendgensko ili gama zračenje koje dolazi na Zemlju u obliku periodični impulsi.
Prvi pulsar, neutronska zvijezda , otkrila je u junu 1967. Jocelyn Bell, studentkinja E. Hewisha. Otkrila je objekte koji emituju redovnih impulsa radio talasa. Fenomen je kasnije objašnjen kao usmjereni radio snop iz rotirajućeg objekta - svojevrsni "svemirski svjetionik". Ali obične zvijezde bi kolabirali od tako velike brzine rotacije; samo neutronske zvijezde.
Za ovaj rezultat, Hewish je dobio Nobelovu nagradu 1974.
Zanimljivo da je pulsar prvo dobio ime LGM-1(od Little Green Men - mali zeleni ljudi). Ovaj naziv je bio povezan s pretpostavkom da su ovi periodični impulsi radio emisije imati vještačkog porijekla. Tada je nestala hipoteza o signalima vanzemaljske civilizacije.

Cefeide- klasa pulsirajućih promenljivih zvezda sa tačnim odnosom period-svetlost, nazvana po zvezdi δ Cefej. Jedna od najpoznatijih cefeida je Polaris.
Smeđi patuljci Ovo je vrsta zvijezde u kojoj nuklearne reakcije nisu kompenzirale energiju izgubljenu radijacijom. Njihovo postojanje je predviđeno sredinom 20. veka, a 2004. godine prvi put je otkriven smeđi patuljak.


Do danas je otkriveno dovoljno takvih zvijezda, njihova spektralna klasa je M - T.

Crni patuljak-završna faza evolucije zvijezde male mase, ohlađene i beživotne.
......................
Ostali svemirski objekti

Bijela rupa
To je hipotetički fizički objekt u Univerzumu u koji ništa ne može ući. Bijela rupa je privremena suprotnost crnoj rupi.
Kvazari
Quasar je ekstremno udaljen, vangalaktički objekat sa visokim sjajem i malom ugaonom veličinom, udaljeno aktivno galaktičko jezgro. Prema jednoj teoriji, kvazari su galaksije u početnoj fazi razvoja, u kojima supermasivna crna rupa upija okolnu materiju.
Od riječi quas istella r(“kvazi-zvjezdani”, “zvjezdani”) i (“”), doslovno “kvazizvjezdani radio izvor”.

Galaxy(starogrčki mlečni) - džinovski sistem zvezda, zvezdanih jata, međuzvezdanog gasa. Svi objekti uključeni galaksije učestvuju u kretanju u odnosu na opšte

Stručnjaci iznose nekoliko teorija o njihovoj pojavi. Najvjerovatnija teorija je da su takve plave zvijezde davno bile dvostruke zvijezde i da su bile u procesu spajanja. Kada se 2 zvezde spoje, pojavljuje se nova zvezda sa mnogo većim sjajem, masom i temperaturom.

Primjeri plavih zvijezda:

• Gamma Parusov;
• Rigel;
• Zeta Orionis;
• Alpha Giraffe;
• Zeta Poop;
• Tau Canis Majoris.

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Jedan naučnik je otkrio vrlo mutnu bijelu zvijezdu koja je bila Sirijusov satelit i nazvana je Sirijus B. Površina ove jedinstvene zvijezde je zagrijana na 25.000 Kelvina, a njen poluprečnik je mali.

Primjeri bijelih zvijezda:

• Altair u sazviježđu Aquila;
• Vega u sazviježđu Lira;
• Castor;
• Sirius.

Žute zvijezde - žute zvijezde

Takve zvijezde imaju žuti sjaj, a njihova masa je unutar mase Sunca - oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperaturu od 4-6 hiljada Kelvina. Takva zvijezda živi oko 10 milijardi godina.

Primjeri žutih zvijezda:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

Zvezde koje su crvene su crvene zvezde

Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Njihove temperature su prilično niske, a vanjski slojevi crvenih divova ispunjeni su velikim količinama ugljika. Ranije su takve zvijezde činile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su naučnici uspjeli odrediti još jednu opštu klasu - C.

Koje su boje zvezde

Boje zvijezda. Zvijezde dolaze u raznim bojama. Arcturus ima žuto-narandžastu nijansu, Rigel je bijelo-plavi, Antares je jarko crven. Dominantna boja u spektru zvezde zavisi od temperature njene površine. Plinska školjka zvijezde ponaša se gotovo kao idealan emiter (apsolutno crno tijelo) i potpuno je podložna klasičnim zakonima zračenja M. Plancka (1858–1947), J. Stefana (1835–1893) i V. Wiena ( 1864–1928), koji se odnosi na tjelesnu temperaturu i prirodu njenog zračenja. Planckov zakon opisuje raspodjelu energije u spektru tijela. On ističe da se s povećanjem temperature povećava ukupni fluks zračenja, a maksimum u spektru se pomjera prema kraćim valovima. Talasna dužina (u centimetrima) na kojoj se javlja maksimalno zračenje određena je Wienovim zakonom: l max = 0,29/ T. Taj zakon objašnjava crvenu boju Antaresa ( T= 3500 K) i plavkastu Rigel boju ( T= 18000 K). Stefanov zakon daje ukupan tok zračenja na svim talasnim dužinama (u vatima po kvadratnom metru): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Spektri zvijezda. Proučavanje zvjezdanih spektra je temelj moderne astrofizike. Iz spektra se može odrediti hemijski sastav, temperatura, pritisak i brzina gasa u atmosferi zvezde. Doplerov pomak linija koristi se za mjerenje brzine kretanja same zvijezde, na primjer, duž orbite u binarnom sistemu.

Apsorpcione linije su vidljive u spektrima većine zvijezda, tj. uski prekidi u kontinuiranoj distribuciji zračenja. Zovu se i Fraunhoferove ili apsorpcione linije. Nastaju u spektru jer se zračenje iz vrućih donjih slojeva atmosfere zvijezde, prolazeći kroz hladnije gornje slojeve, apsorbira na određenim valnim dužinama karakterističnim za određene atome i molekule.

Spektri apsorpcije zvijezda uvelike variraju; Međutim, intenzitet linija bilo kojeg hemijskog elementa ne odražava uvijek njegovu pravu količinu u zvjezdanoj atmosferi: u mnogo većoj mjeri oblik spektra ovisi o temperaturi površine zvijezde. Na primjer, atomi željeza se nalaze u atmosferi većine zvijezda. Međutim, linije neutralnog željeza su odsutne u spektrima vrućih zvijezda, jer su svi atomi željeza ionizirani. Vodonik je glavna komponenta svih zvijezda. Ali optičke linije vodonika nisu vidljive u spektrima hladnih zvijezda, gdje on nije dovoljno pobuđen, i u spektrima vrlo vrućih zvijezda, gdje je potpuno ioniziran. Ali u spektrima umjereno vrućih zvijezda s površinskom temperaturom od cca. 10.000 K najmoćnije apsorpcione linije su linije Balmerove serije vodonika, nastale tokom prelazaka atoma sa drugog energetskog nivoa.

Pritisak gasa u atmosferi zvezde takođe ima određeni uticaj na spektar. Na istoj temperaturi, linije jonizovanih atoma su jače u atmosferama niskog pritiska, jer je tamo manja verovatnoća da će ovi atomi uhvatiti elektrone i stoga žive duže. Atmosferski pritisak je usko povezan sa veličinom i masom, a samim tim i sa luminoznošću zvezde date spektralne klase. Nakon utvrđivanja pritiska iz spektra, moguće je izračunati sjaj zvijezde i, upoređujući ga s vidljivim sjajem, odrediti "modul udaljenosti" ( M- m) i linearnu udaljenost do zvijezde. Ova vrlo korisna metoda naziva se metoda spektralne paralakse.

Indikator u boji. Spektar zvijezde i njena temperatura usko su povezani sa indeksom boja, tj. sa odnosom sjaja zvezda u žutom i plavom spektralnom opsegu. Plankov zakon, koji opisuje raspodjelu energije u spektru, daje izraz za indeks boja: C.I. = 7200/ T– 0,64. Hladne zvezde imaju veći indeks boja od vrućih, tj. hladne zvezde su relativno svetlije u žutoj nego u plavoj svetlosti. Vruće (plave) zvijezde izgledaju sjajnije na običnim fotografskim pločama, dok hladne zvijezde izgledaju sjajnije oku i posebne fotografske emulzije koje su osjetljive na žute zrake.

Spektralna klasifikacija. Sva raznolikost zvjezdanih spektra može se staviti u logički sistem. Harvardska spektralna klasifikacija je prvi put uvedena u Henry Draper's Catalog of Stellar Spectra, priređen pod vodstvom E. Pickeringa (1846–1919). Prvo, spektri su raspoređeni prema intenzitetu linija i označeni slovima po abecednom redu. Ali kasnije razvijena fizička teorija spektra omogućila je njihovo slaganje u temperaturni slijed. Slovna oznaka spektra nije promijenjena, a sada redoslijed glavnih spektralnih klasa od vrućih do hladnih zvijezda izgleda ovako: O B A F G K M. Dodatne klase R, N i S označavaju spektre slične K i M, ali sa različit hemijski sastav. Između svake dvije klase uvode se podklase označene brojevima od 0 do 9. Na primjer, spektar tipa A5 je na pola puta između A0 i F0. Dodatna slova ponekad označavaju karakteristike zvijezda: “d” – patuljak, “D” – bijeli patuljak, “p” – neobičan (neobičan) spektar.

Najtačniju spektralnu klasifikaciju predstavlja MK sistem koji su kreirali W. Morgan i F. Keenan u opservatoriji Yerkes. Ovo je dvodimenzionalni sistem u kojem su spektri raspoređeni i po temperaturi i po luminoznosti zvijezda. Njen kontinuitet sa jednodimenzionalnom Harvardskom klasifikacijom je da se temperaturni niz izražava istim slovima i brojevima (A3, K5, G2, itd.). Ali dodatno se uvode klase sjajnosti, označene rimskim brojevima: Ia, Ib, II, III, IV, V i VI, respektivno, koji označavaju svijetle supergigante, supergigante, svijetle divove, normalne divove, subdinove, patuljke (zvijezde glavnog niza) i podpatuljke . Na primjer, oznaka G2 V odnosi se na zvijezdu solarnog tipa, dok oznaka G2 III označava da se radi o normalnom divu sa temperaturom sličnom Suncu.