O
헬륨별' 이온화 헬륨(HeII)의 선들이 스펙트럼에 나타납니다.
이들은 은하계에서 매우 드물고 Teff~ 40,000 K를 가지고 있습니다.
예를 들어 09-5에서 알니탁(파운드 오리온자리)이 있습니다.
B
일반적으로 중성 헬륨 별은 B5 이후에 사라집니다.
단독으로 이온화된 산소, 질소 등이 더 많이 이온화된 형태를 대체합니다.
그 강도는 중성 수소(HI)의 선이 강화됨에 따라 B5에서 급격히 감소합니다.
Teff~16000K와 그 예로는 B2의 벨라트릭스(7 Orionis)와 B8의 리겔(Orionis)이 있습니다.
A
수소가 지배하는 스펙트럼 중성 헬륨은 A2에 대한 최대 강도에 도달하는 매우 강한 HI 선으로 대체됩니다.
칼슘(Ca II), 철(Fe II), 크롬(Cr)의 이온화된 금속 선 및 티타늄(Ti II). 중성 금속선은 등급을 통해 강도가 증가합니다.
Teff ~ 8500K 및 예를 들어 A0의 베가(Lyrae), Al의 시리우스(Canis Majoris) 및 A7의 알테어(Aquilae)가 있습니다.
F
'이온화 칼슘별'은 등급이 올라갈수록 이 선들이 매우 강렬해집니다
중성 수소선은 계속 희미해지지만 여전히 강합니다.
중성 및 단일 이온화된 금속의 미세하고 매우 많은 선이 스펙트럼에서 증식합니다.
6500K의 테프와 그 예로는 F0의 카노푸스와 F5의 프로키온이 있습니다.
G
'태양형 별' Ca II와 중성 금속 선이 지배하는 스펙트럼입니다.
철은 매우 풍부합니다.
CN과 CH의 분자 밴드가 나타나기 시작하면 HI는 계속 희미해지고 Ca I는 클래스가 진행됨에 따라 나타납니다.
Teff ~ 5500K와 예를 들어 G2의 리겔 켄트, G2의 태양이 있습니다
그리고 카펠라(오리개)는 G8에 있습니다.
K
중성 금속(특히 철)의 금속 라인은 계속해서 지배적이고 강도가 증가합니다.
TiO 및 K5. Teff ~ 4000 K의 분자 밴드의 출현 및 예로는 K2의 Arcturus(a Bootis) 및 K5의 Aldebaran(a Tauri)이 있습니다.
M
'산화타이타늄별' TiO를 비롯한 수많은 분자 종과 중성 금속, 특히 Ca와 Fe의 띠가 두드러집니다.
Teff ~3000K, MI의 안타레스(전갈자리), M2의 베텔게우스(오리온자리), M5의 바너드별 등이 그 예입니다.
항성으로부터의 연속 복사는 항성의 유효 온도에서 방출되는 흑체의 파장 분포와 매우 유사합니다.
우리가 구형 흑체에 대해 보았듯이 출력은 LxR2 T4에 의해 주어집니다.
뜨거운 물체는 같은 크기의 차가운 물체보다 항상 더 많은 방사선을 방출합니다.
(검은 물체는 두 배 더 뜨거운 물체는 열여섯 배 더 많은 힘을 방출합니다)
이것은 흑체 온도가 증가함에 따라 복사 전력의 최대치가 더 짧은 파장에서 나타난다는 것을 보여줍니다.
300 K 온도의 흑체는 스펙트럼을 가지고 있습니다
10 jum (적외선) 파장에서 최대 세기를 갖는 온도 3,000 K의 별은 1 jum = 1 OOOnm (극적색)에서 최대 방출량을 가지며,
30,000 K의 매우 뜨거운 별의 경우 lOOnm에서 자외선까지 최대로 나타납니다.
우리는 이제 이 온도 범위가 하늘에 있는 별들의 색깔을 설명할 수 있다는 것을 알 수 있습니다.
매우 뜨거운 별들은 푸르스름하게 보입니다.
뜨거운 별들은 인간의 눈이 반응하는 파장에서 거의 같은 양의 방사선을 방출하고
우리는 이 혼합물을 무색 또는 백색으로 봅니다.
반면에 차가운 별들은 매우 붉은 색을 띠고 있습니다.
각별의 스펙트럼을 조사하고 스펙트럼 유형을 결정할 수 있습니다.
이 기술은 한 장의 사진과 동시에 매우 유용합니다
그리고 많은 별의 스펙트럼을 기록합니다.
또한 별들의 색상 광도를 측정함으로써 색상 지수 (B-V)와 (U-B)가 일반적인 (왜성 유형) 별들의 온도 및 스펙트럼 등급과
잘 상관되어 있다는 것을 알 수 있습니다.
별의 광도는 온도에 따라 다르지만 별의 표면적 (즉, 반지름 제곱)에도 비례합니다.
고정된 온도에서 별의 반지름이 두 배가 되면 광도는 4배 증가합니다.
따라서 우리는 여전히 추론할 수 없습니다
그러나 거리가 잘 결정될 만큼 충분히 가까운 수백 개의 별에 대해서는 거리 계수를 사용하여
(그리고 어떤 성간 흡수 효과에 대한 보정) 절대 크기 M을 계산할 수 있습니다
적어도 0-5 등급의 정확도. 따라서, 우리는 절대 크기 대 온도의 그래프를 만들 수 있습니다.
절대 크기는 광도와 동의어이므로 이 별들의 반지름이 결정됩니다.
