C.espectral
Clase O
Masa promedio: 60 Soles
Radio promedio: 15 Soles
Luminosidad Promedio: 1.400.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K
Color: Azul violeta
Ejemplo: Naos (Zeta Puppis)
Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y solamente líneas débiles de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultra-violeta.
Clase B
Masa promedio: 18 Soles
Radio promedio: 7 Soles
Luminosidad Promedio: 20.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 10.000 a 28.000º K
Color: Azul
Ejemplo: Alfa Erídano A
Estas estrellas son también muy luminosas. Rigel (en Orión) es una supergigante azul clase B muy prominente. Sus espectros muestran líneas moderadas de helio neutro e hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan poderosas, viven muy poco tiempo, y no se alejan mucho del área en que se formaron. Es así que tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones OB1, en las que se encuentran junto a gigantescas nubes moleculares.
Clase A
Masa promedio: 3,2 Soles
Radio promedio: 2,5 Soles
Luminosidad Promedio: 80 Soles
Temperatura superficial promedio: 7.500 a 10.000º K
Color: Azul claro
Ejemplo: Sirio A
Entre estas estrellas se encuentran las más comunes visibles al ojo humano. Deneb, en Cygnus (el Cisne), es otra estrella de formidable energía, mientras que Sirio es también una estrella clase A, pero mucho menos poderosa. Como sucede con todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son también clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno y también de metales ionizados.
Clase F
Masa promedio: 1,7 Soles
Radio promedio: 1,3 Soles
Luminosidad Promedio: 6 Soles
Temperatura superficial promedio: 6.000 a 7.500º K
Color: Blanco
Ejemplo: Proción A
Son estrellas bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia principal, como sucede con Fomalhaut, en la constelación Pisces Australis (Pez Austral). Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de hidrógeno y de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción de calcio.
Clase G
Masa promedio: 1,1 Soles
Radio promedio: 1,1 Soles
Luminosidad Promedio: 1,2 Soles
Temperatura superficial promedio: 5.000 a 6.000º K
Color: Blanco a Amarillo
Ejemplo: Sol
Son probablemente las más conocidas de todas, aunque más no sea porque nuestro Sol pertenece a esta clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F, pero además de metales ionizados, muestran metales neutros. En el rango G se encuentra el “Vacío Evolutivo Amarillo”; las supergigantes oscilan a menudo entre los tipos O o B (azul) y K o M (rojo); mientras lo hacen, no permanecen por mucho tiempo en la clasificación G, ya que este es un lugar muy inestable para las supergigantes.
Clase k
Masa promedio: 0,8 Soles
Radio promedio: 0,9 Soles
Luminosidad Promedio: 0,4 Soles
Temperatura superficial promedio: 3.500 a 5.000º K
Color: Naranja a Rojo
Ejemplo: Alfa Centauro B
Son estrellas color naranja un poco más frías que nuestro Sol. Algunas estrellas K son gigantes y supergigantes, tales como Antares, mientras que otras como Alfa del Centauro B pertenecen a la secuencia principal. Sus líneas de hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las líneas restantes corresponden a metales neutros
Clase M
Masa promedio: 0,3 Soles
Radio promedio: 0,4 Soles
Luminosidad Promedio: 0,04 Soles
Temperatura superficial promedio: 2.500 a 3.500º K
Color: Rojo
Ejemplo: Wolf 359
Son por lejos las más comunes, si tomamos en cuenta su abundancia. Todas las enanas rojas entran aquí, y hay montones de ellas; más del 90% de todas las estrellas son enanas rojas, del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se incluyen también a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales como Arturo y Betelgeuse, y a las variables Mira. El espectro de una estrella M muestra líneas que pertenecen a metales neutros y a moléculas, pero normalmente faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio puede mostrarse fuertemente en algunas de estas estrellas.