Flokkun stjarna

Hitastigsflokkunin byggir á litrófseinkennum stjarnanna. Mishátt hitastig stjarna veldur því að gleypilínur vetnis eru misáberandi í litrófi þeirra og ólík efni jónast. Hver litrófsflokkur hefur sín litrófslínusérkenni og er skipt í tíu undirflokka, frá 0 (heitast) upp í 9 (kaldast). G0-stjarna er því heitasta stjarnan af G-gerð en G9 stjarna sú kaldasta í flokknum. Sólin okkar er G2-stjarna sem þýðir að í litrófi hennar eru gleypilínur jónaðs kalsíums og að hún er kaldari en G1-stjarna en heitari en G3-stjarna. Allar tegundir stjarna fylgja þessari skipitingu, fyrir utan O-stjörnur sem byrja í O3. Einnig er sérstakur undirflokkur O9,5 og M-stjörnur ná upp í M10.

Stjörnur eru líka flokkaðar eftir ljósafli þar sem helstu flokkar eru auðkenndir með rómverskum tölustöfum I, II, III, IV og V. Þessi flokkun er byggð á breidd ákveðinna gleypilína í litrófi stjarnanna. Sýnt hefur verið fram á að breidd gleypilínanna er mælikvarði á stærð stjörnunnar og þar af leiðandi heildarljósafli hennar. Í flokki I eru reginrisar, flokkur II bjartar risastjörnur, flokkur III risastjörnur og flokkur V meginraðarstjörnur.

Sólin okkar er meginraðarstjarna, þ.e. brennir vetni í helíum í kjarna sínum, og fellur því í flokk V. Sólin er því G2V-stjarna. Bjartasta stjarna næturhiminsins, Síríus, er A1V stjarna.

1. Saga litrófsflokkunar

Segja má að stjarneðlisfræði sem vísindagrein hafi orðið til með tilkomu ljósmælinga og litrófsgreiningar. Litróf stjarna er nefnilega lykillinn að flestu sem um þær er vitað. Útlit litrófsins ræðst að mestu á yfirborðshita stjarnanna svo hægt er að nota það sem hitamæli. Ryk og gas milli okkar og stjarnanna getur haft áhrif á lit ljóssins svo litrófslínur eru í raun áreiðanlegri leið til að meta hitastigið.

Litur ljóssins sem fjarlægar stjörnur geisla frá sér hjálpa stjörnufræðingum að finna út hversu heitar þær eru. Til að átta sig á öðrum eiginleikum stjarnanna þurfa stjörnufræðingar að grannskoða litróf þeirra með litrófsgreiningu. Þegar sjónauka og litrófsgreini er beint á sólina sést að litróf hennar er alsett dökkum línum. Litróf hennar er svonefnt gleyplínuróf. Stjörnurnar hafa samskonar litróf og er það ein helsta sönnun þess að sólin okkar er dæmigerð stjarna. Þegar nánar er að gáð sést að gleypilínurnar eru misáberandi milli stjarna. Litrófin eru ólík.

Gleypilínuróf verður til þegar kaldara gas liggur milli okkar og skínandi stjörnu. Ljósið frá stjörnunni hefur samfellt litrófs sem myndast neðarlega í lofthjúpi stjörnunnar þar sem gasið er nógu heitt og þétt. Gleypilínurnar verða til þegar ljós berst út á við í gegnum efri lög lofthjúps stjörnunnar. Í þessum þynnri lögum eru atómin kaldari og gleypa í sig geislun með ákveðnar bylgjulengdir, allt eftir því hvers konar atóm um er að ræða – vetni, helíum eða önnur efni – og því hvort atómin eru jónuð eða ekki. Gleypilínur í litrófi sólar verða til með sama hætti.

Í litrófi sumra stjarna eru gleypilínur vetnis (Balmer-línur) áberandi en nánast hvergi sjáanlegar í öðrum stjörnum, þar á meðal sólinni. Í sólinni eru augljósustu gleypilínurnar af völdum þyngri frumefna eins og kalsíums, járns og natríum. Enn aðrar stjörnur hafa breiðar og áberandi gleypilínur af völdum sameinda eins og títaníumoxíðs, í stað gleypilína einstakra efna. Stjörnur eru flokkaðar út frá styrk og einkennum gleypilína í litrófum sínum. Stjörnufræðingar 19. aldar gátu hins vegar hvorki útskýrt hvers vegna né hvernig litrófslínurnar urðu til.

1.1. „Kvennabúr“ Pickerings í stjörnustöð Harvardháskóla

Konurnar í stjörnustöð Harvardháskóla flokka stjörnur.

Á 19. öld voru rannsóknir í stjarnvísindum aldrei sérstaklega ábatasamar. Helst voru það vellauðugir karlmenn sem gátu sinnt þessum hugðarefnum sínum. Einn þeirra var læknirinn og stjörnuáhugamaðurinn Henry Draper (1837-1882), frumherji í stjörnuljósmyndun og litrófsrannsóknum á stjörnum. Draper bar beinin árið 1882 og ánafnaði ekkja hans stjörnustöð Harvardháskóla stóran hluta auðsins svo hægt yrði að halda áfram rannsóknum á grunni þess sem Draper gerði. Á þessum tíma var Edward Pickering (1846-1919) stjórnandi stjörnustöðvarinnar og nýtti hann féð til að bæta aðstöðuna og ráða til sín fjölda aðstoðarmanna. Sjálfur lagði Pickering líka til fé úr eigin vasa sem og aðrir auðmenn.

Konur sem lært höfðu eðlisfræði eða stjörnufræði í kvennaháskólum á borð við Wellesley og Radcliffe, voru í miklum meirihluta þeirra sem Pickering réð til starfa. Í þá daga ríkti lítið jafnrétti með konum og körlum í vísindum. Til dæmis leyfði Harvardháskóli konum ekki að skrá sig til náms og vildu sömuleiðis ekki ráða þær í kennaralið skólans.

Verkefni Pickerings snerist um að rannsaka og flokka litróf stjarna og af nógu var að taka. Margar þær konur sem störfuðu hjá Pickering urðu að lokum með áhrifamestu stjörnufræðingum síðari hluta 19. aldar og í upphafi 20. aldar.

Williamina Fleming (1857-1911) var ein þeirra. Pickering fékk henni það verkefni að flokka litróf stjarna samkvæmt styrk vetnislína í litrófi þeirra. Þær sem höfðu mest áberandi vetnislínur voru í flokki A, örlítið veikari í flokki B og svo framvegis niður í O sem höfðu veikustu vetnislínurnar. Árið 1890 birti Pickering flokkun Flemings á 10.000 stjörnum.

Sífellt fleiri litróf voru rannsökuð í þaula og kom þá í ljós að flokkunarkerfið, sem aðeins byggðist á styrk vetnislína, var ófullkomið. Það kom í hlut Annie Jump Cannon (1863-1941), sem Pickering réð til starfa árið 1896, að bæta úr því. Cannon byggði rannsóknir sínar á grunni Flemings og Antoniu Maury (1866-1952), annarri starfskonu Pickerings, og áttaði sig á litrófsflokkarnir röðuðust upp náttúrulega, en ekki eftir stafrófsröðinni sem byggði á vetnislínunum. Hún fann líka út að nokkrir af upphaflegu flokkunum sköruðust á og mátti annað hvort sameina eða eyða. Cannon uppgötvaði að náttúrulegu litrófsflokkarnir voru OBAFGKM. Hverjum flokki var svo skipt tölulega í undirflokka frá 0 upp í 9.  

Cannon var svo fær í sínu starfi að hún gat flokkað litróf stjörnu með því að líta á á litrófið í augnablik. Milli 1918 og 1924 leit ávöxtur rannsókna Cannons dagsins ljós þegar Henry Draper skráin kom út. Í henni voru litróf 225.300 stjarna sem Cannon hafði sjálf flokkað.

Stjarnvísindasamfélagið tók flokkunarkerfi Cannons í notkun árið 1910, en enginn vissi hvers vegna litrófin fylgdu OBAFGKM röðinni. Um svipað leyti stigu eðlisfræðingar mikilvæg skref í átt að skilningi á atóminu. Ernest Rutherford sýndi með tilraun að atóm höfðu kjarna og Niels Bohr setti fram þá kenningu að rafeindir hringsóluðu um atómkjarnanna á ákveðnum brautum. Þessar uppgötvanir færðu vísindamönnum í hendurnar réttu hugtökin og stærðfræðina sem þurfti til að skilja litróf stjarnanna.

Með tilkomu skammtafræðinnar tókst Ceciliu Payne-Gaposchkin (1900-1979) við stjörnustöð Harvardháskóla og indverska eðlisfræðingnum Meghnad Saha, að sýna fram á að OBAFGKM röðin er í raun hitastigsröð. Hún sýndi að munurinn á litrófslínum ólíkra stjarna stafaði af breytilegu hitastigi í lofthjúpi stjarna. O stjörnur hafa veikar vetnislínur því yfirborðshitastig þeirra er mjög hátt og næstum allt vetni jónað. Gleypilínurnar í litrófi O-stjarna verða aðeins til ef yfirborðshitastig þeirra er meira en 25.000°C. Á hinum endanum voru M stjörnur nógu kaldar eða í kringum 3000°C til þess að tilteknar stöðugar sameindir verði til. Í litrófi þeirra eru gleypilínur sameinda áberandi.

Cecilia Payne-Gaposchkin birti niðurstöður sínar í doktorsritgerðinni sinni árið 1925. Þar sýndi hún líka fram á að stjörnur eru að mestu úr vetni og helíum. Síðar kallaði stjörnufræðingurinn Otto Struve hana „tvímælalaust snilldarlegustu doktorsritgerð sem skrifuð hefur verið í stjörnufræði.“

2. Gleypilínur og hitastig

Litrófsflokkar stjarna. Mismunandi gleypilínur einkenna litróf misheitra stjarna. Eins og sjá má er Balmer-vetnissröðin (Hα, Hβ. Hγ og Hδ) eru sterkastar í A-stjörnum en gleypilínur kalsíums (Ca) eru sterkastar í svalari K og M-stjörnum. Litrófslínur M-stjarna eru breiðar vegna títaníuoxíð sameinda (TiO) en þær myndast aðeins við tiltölulega lágt hitastig. Mynd: R. Bell, Marylandháskóla, og M. Briley, Wisconsinháskóla í Oshkosh.

Vetni er lang algengasta frumefni alheims og telur 2/3 af massa venjulegrar stjörnu. Þegar vetnisgas gleypir ljóseind með réttum orkuskammti stekkur rafeind frá n = 2 braut upp á efri braut. Í sýnilega litrófinu sést röð gleypilína sem kallast Balmerröðin. Sterkust er rauða gleypilínan (H-alfa), sú bláa næst sterkust (H-beta) og hinar línurnar halda áfram inn í bláa og útblá endann, en bilið milli línanna þar verður sífellt þrengra.

Balmer-línurnar eru ekki til staðar í litrófi allra stjarna þót þær séu að mestu úr vetni. Ef stjarna er meira en 10.000°C heit eru ljóseindirnar sem streyma út úr stjörnunni svo orkuríkar að þær rífa rafeindirnar af vetnisatómunum í lofthjúpi stjörnunnar. Við það jónast gasið. Er rafeindin hverfur úr vetnisatóminu geta ekki lengur myndast gleypilínur svo að í litrófi slíkra stjarna verða Balmer-línurnar mjög veikar.

Sé hitastig í lofthjúpi stjörnu langt innan við 10.000°C eru næstum öll vetnisatómin á lægsta orkustigi (n = 1). Flestar ljóseindir sem streyma úr stjörnunni eru of orkulitlar til að rafeindir hoppi upp af lægsta orkustig í næsta fyrir ofan (n = 2) og myndað Balmer-línur. Þess vegna sjást engar Balmer-línur í litrófi M-stjarna. Balmer-línurnar eru mest áberandi í litrófum stjarna sem eru um 9000°C heitar eða svo.

Öll atóm og allar sameindir hafa sín hitastigssérkenni sem birtist á formi áberandi gleypilína í sýnilega hluta litrófs stjarna. Stjörnur með gleypilínur mjög jónaðra atóma hljóta að vera mjög heitar, því mjög háan hita þarf til að jóna atómin. Stjörnur með gleypilínur sameinda hljóta sömuleiðis að vera tiltölulega kaldar því sameindirnar sundrast í hærri hita. Gleypilínur í litrófi stjarna eru þess vegna bein leið til að mæla hitastig þeirra.

3. Litrófsflokkarnir OBAFGKM

Styrkur gleypilína. Hámark hvers ferils á línuritinu sýnir það hitastig þar sem gleypilínan er sterkust. Þannig eru gleypilínur vetnis sterkastar í A-stjörnum sem eru nærri 10.000 gráðu heitar. Rómverskir tölustafir á eftir efnafræðilegum táknum atóma merkir að þau eru jónuð eða ójónuð; I, III og IV þýðir að atómin eru einjónuð, tvíjónuð eða þríjónuð (þ.e. atómin hafa misst eina, tvær eða þrjár rafeindir). Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn

Stjörnufræðingar setja stjörnur í litrófsflokka út frá gleypilínum í litrófi þeirra sem eru háðar hitastig þeirra. Heitustu stjörnurnar, sem eru bláar að lit, eru í litrófsflokki O, næst heitustu í B-flokki og svo koll af kolli samhliða minnkandi hitastigi A, F, G, K og M. Hverjum litrófsflokki er svo skipt heiltölulega í undirflokka frá 0 upp í 9, t.d. F0 upp í F9, A0 upp í A9 og svo framvegis. Því hærri sem talan er, því kaldari er stjarnan. G2 stjarna er því örlítið heitari en G3 stjarna en kaldari en G1 stjarna.

Þegar við þræðum okkur í gegnum litrófsflokkana sjáum við áhrif mismunandi hitastigs. Í kringum 25.000°C eru gleypilínur óhlaðins helíums. Við þetta hitastig hafa ljóseindir næga orku til að örva helíumatóm án þess að rífa rafeindirnar burt af atóminum. Við yfir 30.000°C hita glatar helíum einni rafeind sinni af tveimur. Í litrófi slíkra stjarna birtast gleypilínur jónaðs helíums. Þá vitum við að yfirborðshitastig stjörnunnar er yfir 30.000°C. Þetta sést á myndinni hér til hliðar.

Í huga stjörnufræðinga er málmur öll efni þyngri en vetni og helíum. Málmar eru áberandi í litrófi stjarna sem hafa innan við 10.000°C yfirborðshitastig. Jónaðir málmar eru greinilegastir í litrófi stjarna með milli 6.000°C til 8.000°C yfirborðshitastig, en óhlaðnir málmar í stjörnum sem eru milli 4.000°C til 6.000°C heitar eins og sólin okkar. Undir 4.000°C bindast atómin saman og mynda sameindir sem rekast á og titra. Þess vegna eru gleypilínur sameinda áberandi í litrófi köldustu stjarnanna.

3.1 O-stjörnur

Trapisan í Sverðþokunni í Óríon inniheldur O- og B-stjörnur. Sú bjartasta á myndinni er þeta Orionis. Mynd: NASA og ESA

O-stjörnur eru heitustu og björtustu stjörnurnar á meginröð. Þær eru bláleitar og geisla að mestu frá sér orkuríku útfjólubláu ljósi. Þær eru á bilinu 20 til 100 sólmassar, stundum meira, og hafa jafnvel milljón sinnum meira ljósafl en sólin. O-stjörnur eru milli 30.000 til 60.000°C heitar svo að í litrófi þeirra eru gleypilínur jónaðs helíums áberandi.

O-stjörnur eru bláir reginrisar og brenna vetnisforða sínum afar hratt vegna þess hve þær eru orkuríkar. Þær lifa þess vegna ákfalega stutt, aðeins í 3-6 milljónir ára, og eru því fyrstu stjörnurnar sem hverfa af meginröð. Wolf-Rayet stjörnur eru O-stjörnur sem hafa þeytt vetnisskel sinni út í geiminn.

Geislunin frá O-stjörnum er svo orkurík að hún getur jóna vetnisský sem er 1000 ljósár í þvermál. Dæmi um þetta er þeta Orionis í miðju Sverðþokunnar í Óríon. Hún á mestan þátt í að rafa gasskýið með útfjólubláum geislum sínum.

O-stjörnur eru tiltölulega sjaldgæfar í Vetrarbrautinni. Engin af nálægustu stjörnunum við sólina eru O-stjörnur, kannski sem betur fer því þær enda ævi sína með sprengistjörnur. Á stjörnuhimninum er Alnítak (zeta Orionis) í belti Óríons (neðsta stjarnan í Fjósakonunum) bjartasta O-stjarnan. Hún er sem betur fer í 800 ljósára fjarlægð.

3.2 B-stjörnur

Björtustu stjörnur Sjöstirnisins í Nautinu eru B-stjörnur. Mynd: NASA og ESA

B-stjörnur eru næst heitustu stjörnurnar á meginröð. Þær eru gjarnan milli 2 til 16 sólmassar og milli 10.000 til 30.000°C heitar. B-stjörnur eru mjög bjartar og bláar eða bláhvítar. Í litrófi B-stjarna eru gleypilínur óhlaðins helíums einkennandi og mest áberandi í B2-stjörnum. Vetnislínurnar eru sterkari en í O-stjörnum, sér í lagi við svalari endann. B-stjörnur lifa lengur en O-stjörnur. Samt er ævi þeirra stutt og mælist í tugum milljóna ára.

B-stjörnur eru oft í laustengdum hópum með O-stjörnum og mynda þá svonefnt OB-stjörnufélag. Slíkir hópar innihalda milli um tíu til nokkur hundruð O og B stjörnur á svæði sem er allt að nokkur hundruð ljósár í þvermál. Stjörnurnar í OB-stjörnufélögum eru nokkurn veginn jafnaldra og urðu til úr sömu stjörnuþoku. OB-stjörnufélög eru í þyrilörmum vetrarbrauta.

Rígel í Óríon og Spíka í Meyjunni eru dæmi um risastjörnur af B-gerð. Björtustu stjörnur Sjöstirnisins eru allar af B-gerð.

3.3 A-stjörnur

A-stjörnur eru þriðju heitustu stjörnurnar á meginröð. Í litrófi þeirra er Balmerröðin sterkust, en við svalari enda flokksins (A7, A8 og A9) byrja gleypilínur jónaðra málma eins og járns, magnesíums og kalsíums að sjást.

A-stjörnur eru 7500 til 10.000°C heitar, hvítar eða bláhvítar að lit. Massi þeirra er venjulega milli 1,5 til 3 sólmassar og ljósaflið milli 7 til 80 sinnum meira en sólar. Reginrisar af A-gerð, eins og Deneb í Svaninum, gætu verið allt að 11.000°C heitir, 16 sólmassar og 35.000 sinnum bjartari en sólin.

Altair í Erninum, Síríus í Stórahundi, Deneb í Svaninum og Vega í Hörpunni eru allt dæmi um A-stjörnur sem sjást leikandi með berum augum á næturhimninum.

3.4 F-stjörnur

F-stjörnur eru fjórðu heitustu stjörnurnar á meginröð. Þær eru á bilinu 6000 til 7500°C heitar, hvítar eða gulhvítar. Í F-stjörnum eru vetnislínurnar veikari en í A-stjörnum, en gleypilínur einjónaðs kalsíums þeim mun sterkari. Einjónað kalsíum myndar tvær mjög áberandi og einkennandi gleypilínur í litrófi F-stjarna sem nefnast H og K. Í litrófi þeirra eru líka meðalsterkar gleypilínur járns og annarra þyngri málma.

Dæmigerðar F-stjörnur eru á bilinu 1,2 til 1,6 sólmassar og 2 til 6 sinnum bjartari. Reginrisar af F-gerð, eins og Canopus og Pólstjarnan, eru allt að tífalt massameiri en sólin og 30 þúsund sinnum bjartari

F-stjörnur lifa nógu lengi til þess að líf gæti þrifist og þróast á hugsanlegum reikistjörnum við þær. Þess vegna hefur verið leitað eftir fjarreikistjörnum við F-stjörnur og hlustað eftir lífið við slíkar stjörnur.

Prókýon í Litlahundi og Pólstjarnan eru dæmi um stjörnur af F-gerð sem sjást auðveldlega með berum augum á íslenska stjörnuhimninum.

3.5 G-stjörnur

G-stjörnur eru fimmtu heitustu stjörnurnar á meginröð. Þær eru milli 5000 og 6000°C heitar og á bilinu 0,8 til 1,2 sólmassar. G-stjörnur eru gular eða gulhvítar því hámarksútgeislun þeirra er í gula/græna hluta litrófsins. Í litrófi G-stjarna eru vetnislínur sýnilegar, þó veikari en í F-stjörnum, en H og K gleypilínur einjónaðs kalsíums eru mest áberandi og raunar augljósastar í G2-stjörnum. H og K línurnar eru hvergi eins sterkar og í G-stjörnum. Sólin okkar er G2-stjarna.

G-stjarna brennir vetni í um 10 milljarða ára, eða þar til vetnisforðinn er uppurinn. Þá þenst stjarnan út og breytist í rauðan risa. Að lokum varpar rauði risinn ystu efnislögum sínum frá sér og myndar hringþoku. Í miðri hringþokunni situr eftir þéttur hvítglóandi kjarninn, hvítur dvergur sem kólnar smátt og smátt næstu ármilljarða.

Í nágreni sólar er um það bil 1 af hverjum 13 stjörnum af G-gerð. Á næturhimninum er Kapella sú stjarna af G-gerð sem Íslendingar eiga auðveldast með að sjá, en á suðurhveli er það Alfa Centauri A.

3.6 K-stjörnur

K-stjörnur eru næst köldustu stjörnurnar á meginröð, millistig M-stjarna og G-stjarna að stærð og hitastigi. Þær eru milli 3500 til 5000°C heitar, gular eða appelsínugular. Massi K-stjarna er á bilinu 0,5 til 0,8 sólmassar. Í litrófi þeirra eru fjölmargar gleypilínur öfugt við heitari stjörnur. Mest áberandi eru H og K línur kalsíums og gleypilínur járns og títaníums. Einnig sjást línur frá sameindum á borð við sýaníð (CN) og títaníumdíoxíð (TiO), sér í lagi í svalari stjörnum þessa flokks. Ljósafl K-stjarna er gjarnan á bilinu 0,1 til 0,4 sólarljósöfl.

K-stjörnur brenna vetni á meginröð í 15 til 30 milljarða ára, mun lengur en sólin okkar. Þess vegna hafa stjörnufræðingar sérstakan áhuga á að leita eftir fjarreikistjörnum í lífbelti K-stjarna. Þær lifa nógu lengi til að líf fái að þróast í langan tíma á reikistjörnum sem þar kunna að leynast

K-risar eru 1,1 til 1,2 sólmassar og 60-300 sólarljósöfl, en K-reginrisar geta verið allt að 13 sólmassar og meira en 40.000 sólarljósöfl. Arktúrus í Hjarðmanninum, Aldebaran í Nautinu og Pollux í Tvíburunum eru allt dæmi um rauða risa af K-gerð sem sjást leikandi með berum augum á næturhimninum.

Í nágreni sólar eru fjölmargar K-stjörnur á meginröð, t.d. Epsilon Eridani og Tá Ceti.

3.7 M-stjörnur

Sjá nánar: Rauðir risar og Rauðir dvergar

M-stjörnur eru köldustu stjörnurnar. Hitastig þeirra er innan við 3500°C svo þær eru rauðleitar. Við þetta hitastig geta sameindir viðhaldist í lofthjúpum stjarnanna án þess að sundrast. Þess vegna eru gleypilínur sameinda mjög áberandi í litrófi þessar stjarna.

M-stjörnur á meginröð kallast rauðir dvergar, en þær eru innan við 0,5 sólmassar. Þær eru mjög daufar; ljósaflið er innan við 8% af ljósafli sólar. Proxima Centauri og Barnardsstjarnan eru dæmi um rauða dverga af M-gerð. Fjarreikistjörnur hafa fundist á braut um rauða M-dverga, t.d. Gliese 581.

Í flokki M-stjarna eru líka rauðar reginrisar eins og Antares í Sporðdrekanum og Betelgás í Óríon, en líka breytistjörnur af Mírugerð. Antares og Betelgás eru 15 og 20 sinnum massameiri en sólin. Báðar enda þær sem sprengistjörnur.

4. Ljósaflsflokkun

Stjörnur eru líka flokkaðar eftir ljósafli sem táknað er með rómverskum tölustöfum frá I upp í V. Ljósaflsflokkur lýsir þeim stað á H-R línuriti sem stjarnan fellur á. Þar af leiðandi er ljósaflsflokkur stjörnu í raun tengdari stærð hennar heldur en ljósafli. Í grunninn eru ljósaflsflokkarnir sem hér segir:

• 0 — Ofurrisar (e. hypergiants)
  

• I — Reginrisar (e. supergiant), t.d. Betelgás

• II — Bjartir risar (e. bright giants), t.d. Rasalgheti (α Herculis)
  

• III — Risar (e. giants), t.d. Arktúrus
  

• IV — Undirmálsstjörnur (e. subgiants), t.d. Algol B
  

• V — Meginraðarstjörnur (e. main-sequence stars), t.d. sólin

Hvítir dvergar falla utan þessarar flokkunar en eru oft merktir sem „wd“.

Heimildir

1. Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas og Voit, Mark. 2009. The Essential Cosmic Perspective, fimmta útgáfa. Benjamin Cummings, New York.
   
2. Freedman, Roger og Kaufmann, William. 2004. Universe, 7th Edition. W. H. Freeman, New York.
3. Pasachoff, Jay. 1998. Astronomy: From the Earth to the Universe, fimmta útgáfa. Saunders College Publishing, Massachusetts.

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Sævar Helgi Bragason (2010). Flokkun stjarna. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/flokkun_stjarna (sótt: DAGSETNING).