Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. Quang phổ thiên văn cho ta một cách để phân loại sao theo các vạch hấp thụ của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến. Các sơ đồ có từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ A đến P, là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.

Phân loại quang phổ Morgan-Keenan

Spoiler:

Lý do phân bổ cọc cạch của các chữ cái có nguyên nhân lịch sử. Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy các sao có các vạch quang phổ hiđrô có độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loại sao trên cơ sở độ đậm của các vạch thuộc chuỗi balmơ của hiđrô từ A (mạnh nhất) đến Q (yếu nhất). Các vạch khác của các chất trung hòa hay ion hóa sau đó cũng được xét đến (các vạch H và K của canxi, vạch D của natri v.v). Sau đó người ta nhận thấy một số phân loại trên thực tế là đúp và các phân loại đó đã bị loại ra. Muộn hơn nữa, người ta nhận ra rằng độ đậm các vạch của hiđrô có liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao. Công việc nền tảng này được hoàn thành bởi "các cô gái" của Đài thiên văn đại học Harvard, chủ yếu là Cannon và Antonia Maury, dựa trên các công trình của Williamina Fleming. Các phân loại này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). A0 có nghĩa là sao "nóng" nhất trong lớp A và A9 là sao "lạnh" nhất trong lớp này. Mặt Trời của chúng ta được phân loại là G2.


Các dạng quang phổ:
Lớp O: Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (en:Zeta Puppis, trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời.


Các sao này có các vạch quang phổ hêli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđrô yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.


Lớp B: Các sao lớp B rất chói lọi, Rigel (trong chòm sao Orion) là siêu khổng lồ xanh thuộc lớp B. Quang phổ của chúng có các vạch hêli trung hòa và các vạch hiđrô vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp.


Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì không đủ thời gian. Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cái gọi là các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các đám mây phân tử khổng lồ. Liên kết Orion OB1 là nguyên một nhánh xoắn ốc thuộc về thiên hà của chúng ta (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưng thực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao Orion.

Lớp A: Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằng mắt thường.


Deneb (Sao trắng Deneb to gấp 2-300 lần Mặt Trời của chúng ta) trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghê gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh như thế. Các sao lớp A có màu trắng. Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A. Chúng có các vạch quang phổ hiđrô đậm và của các ion kim loại.

Lớp F: Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xu hướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chòm sao Piscis Austrinus.

Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrô yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ.

Lớp G: Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng ta thuộc lớp này.

Chúng có quang phổ hiđrô yếu hơn lớp F nhưng cùng với các quang phổ ion kim loại, chúng còn có các quang phổ của kim loại trung hòa. Các sao siêu khổng lồ thông thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc M (đỏ) (do chúng là như vậy nên chúng khó có khả năng thuộc về lớp G bởi vì đây là những khu vực không ổn định cho các sao siêu khổng lồ tồn tại).

Lớp K: Các sao lớp K là các sao màu da cam, có nhiệt độ thấp hơn Mặt Trời một chút. Một số sao lớp K là sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chẳng hạn như Arcturus trong khi một số khác như Alpha Centauri B là sao thuộc chuỗi chính.


Chúng có vạch quang phổ hiđrô cực yếu (nếu như có), và chủ yếu là của các kim loại trung hòa.

Lớp M: Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao. Mọi sao lùn đỏ nằm ở đây và chúng có rất nhiều; hơn 90% sao là các sao lùn đỏ, chẳng hạn như Proxima Centauri. Một số sao khổng lồ và siêu khổng lồ như Antares và Betelgeuse, hay các sao đổi màu Mira thuộc về lớp này.




Quang phổ của sao lớp M thuộc về các phân tử và kim loại trung hòa nhưng thông thường không có hiđrô. Titan ôxít có thể rất nhiều trong các sao lớp M. Sự mờ của màu đỏ làm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự. Khi có một vật thể có độ nóng tương tự như các sao này, chẳng hạn như đèn halogen (3.000 K) được đặt cách chúng ta vài kilômét, nó cũng sẽ xuất hiện đối với chúng ta như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này.

Các dạng quang phổ cao cấp:
Một số loại quang phổ mới được sử dụng để phân loại một số sao ít gặp hơn, do chúng đã được tìm thấy:

Spoiler:

Lớp W: đại diện các sao siêu sáng Wolf-Rayet, với sự sai khác đặc biệt là chúng chứa chủ yếu là hêli thay vì hiđrô. Chúng được coi là những sao siêu khổng lồ đang chết với lớp hiđrô đã bị thổi bay đi vì các trận gió nóng sinh ra bởi nhiệt độ cao của chúng, do đó đang trực tiếp phô bày ra lớp vỏ hêli nóng.

Lớp L: được gọi tên như thế từ sự hiện diện của liti trong lõi của chúng. Bất kỳ hình thái nào của liti cũng sẽ bị tiêu hủy rất nhanh trong các phản ứng hạt nhân đang diễn ra trong các sao thông thường, điều này chỉ ra rằng các sao trong lớp này không còn các quá trình nhiệt hạch đang diễn ra. Chúng là các sao có màu đỏ sẫm và sáng nhất trong các thiết bị hồng ngoại. Khí của chúng đã bị làm nguội đến mức các hiđrít của kim loại và kim loại kiềm có thể tồn tại trong quang phổ.

Lớp T: là các sao rất trẻ và có mật độ thấp thông thường tìm thấy trong các đám mây liên sao, nơi chúng sinh ra. Chúng có thể là những thiên thể vừa đủ lớn để có thể gọi là sao hay những thiên thể được gọi là dưới sao, là các dạng khác nhau của sao lùn nâu. Chúng có màu đen, phát ra ít hoặc không có ánh sáng nhìn thấy nhưng mạnh nhất là hồng ngoại. Nhiệt độ bề mặt của chúng là sự tương phản hoàn toàn với 50.000 K, hay cao hơn, của các sao lớp O, chúng chỉ có nhiệt độ tới 1.000 K. Trong các sao này, các phân tử phức tạp có thể tạo thành, minh chứng bằng các vạch đậm của mêtan trong quang phổ của chúng.

Nếu như các sự nghiên cứu gần đây thật sự chính xác thì các lớp T và L có thể phổ biến hơn tất cả các lớp khác cộng lại. Sự nghiên cứu các đĩa tiền hành tinh (đĩa tiền hành tinh là một sự kết hợp của các khí trong các tinh vân mà từ đó các ngôi sao cũng như hệ mặt trời và hệ sao hình thành) cho thấy số lượng các sao trong thiên hà với các cấp độ sáng khác nhau phải nhiều hơn những gì chúng ta đã biết. Người ta nghĩ rằng các đĩa này đang ganh đua với nhau. Cái đầu tiên được tạo thành sẽ trở thành một "tiền sao", một thiên thể hoạt động rất mạnh và sẽ phá vỡ các đĩa khác gần đó, hút lấy khí của chúng. Các đĩa nạn nhân có lẽ sau đó sẽ trở thành các sao thuộc chuỗi chính hay sao lùn nâu lớp L hoặc T, nhưng chúng ta hoàn toàn không nhìn thấy. Vì tuổi thọ của chúng cao (chưa có sao nào với khối lượng nhỏ hơn 0,8 khối lượng Mặt Trời đã chết trong lịch sử của thiên hà) nên các sao nhỏ này sẽ được tích lũy theo thời gian.

Lớp R và N: là các sao cacbon (các sao siêu khổng lồ đỏ đạt đến giai đoạn cuối trong đời của chúng) tương đương với khoảng từ giữa G tới cuối M trong hệ thống phân loại thông thường. Gần đây, người ta đã xếp nó sang phân loại cacbon C, với N0 bắt đầu áng chừng là C6.

Lớp S: có vạch quang phổ ZrO hơn là TiO, và là trung gian giữa sao lớp M và sao cacbon. Các sao này có sự hiện diện của cacbon và ôxy gần như bằng nhau và cả hai nguyên tố gần như toàn bộ nằm trong các phân tử CO. Đối với các sao nguội đủ mức để có thể tạo ra phân tử CO thì nó có xu hướng "ăn hết" các nguyên tố khác ít hơn, kết quả là "ôxy thừa" trong các sao chuỗi chính, "cacbon thừa" trong các sao lớp C, và "không có gì thừa" trong các sao lớp S.

Lớp D: đôi khi được sử dụng để gọi các sao lùn trắng, một trạng thái mà phần lớn các sao sẽ phải trải qua vào cuối đời. Lớp D được chia tiếp thành các lớp nhỏ DA, DB, DC, DO, DZ và DQ. Lưu ý rằng các chữ cái không có quan hệ với các chữ cái được sử dụng trong phân loại của các sao thực sự.

Lớp P và Q: thỉnh thoảng được sử dụng cho các thiên thể chắc chắn không phải là sao. Các thiên thể lớp P là các tinh vân hành tinh và lớp Q là các sao đang nổ.

Phân loại quang phổ Yerkes
Phân loại quang phổ Yerkes, còn gọi là hệ thống MKK dựa vào tên của các tác giả, là hệ thống của phân loại quang phổ sao được giới thiệu năm 1943 bởi William W. Morgan, Phillip C. Keenan và Edith Kellman từ Đài thiên văn Yerkes.

Phân loại này dựa trên các vạch quang phổ nhạy cảm với lực hấp dẫn bề mặt sao, có liên quan đến độ chiếu sáng, ngược lại với phân loại Harvard (dựa trên nhiệt độ bề mặt).

Vì bán kính của các sao khổng lồ lớn hơn nhiều so với các sao lùn trong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên trọng trường, và vì thế mật độ các khí cũng như áp suất, trên bề mặt của sao khổng lồ thấp hơn nhiều so với sao lùn. Các khác biệt này hiển nhiên tạo thành các hiệu ứng chiếu sáng, có ảnh hưởng đến cả bề rộng lẫn cường độ của các vạch quang phổ, làm chúng có thể đo được.


Một số các lớp khác nhau về độ chiếu sáng là:

• 0 các sao cực kỳ siêu khổng lồ (được thêm vào sau)
  
• Ia phần lớn các sao siêu khổng lồ sáng (VD: sao Deneb được xếp hàng A2I1)
  
• Ib các sao siêu khổng lồ ít sáng hơn
  
• II các sao khổng lồ sáng
  
• III các sao khổng lồ bình thường
  
• IV các sao cận khổng lồ
  
• V các sao chuỗi chính (sao lùn)
  
• VI các sao cận lùn (ít sử dụng)
  
• VII các sao lùn trắng (ít sử dụng)