星

5

クラスG

このグループは、カルシウムのHとKの線は目だつが、水素の線はあまり目だたない星で構成されている。多くの金属、とくに鉄のスペクトル線もみられる。太陽がこのグループに属しているので、G星はしばしば太陽の星ともよばれる。

6

クラスK

このグループは、強いカルシウムの線と、ほかの金属の存在をしめす線をもつ星で構成されている。これまでにのべたクラスよりも、スペクトルの赤い光にくらべて青い光が弱い。代表的な星は、うしかい座のアークトゥルスである。

7

クラスM

このグループは、酸化した金属の分子、とくに酸化チタンの存在によって生じるスペクトル線をもつ星で構成されている。スペクトルの青の端はK星よりも弱い。代表的な星は、オリオン座のベテルギウスである。

これらの特徴は、各クラスの星はすべて似たような化学元素で構成されており、もっとも熱いものから冷たいものへとならべられているという結論と矛盾しない。それぞれのグループの星の表面の絶対温度は、ほぼ次のとおりである。クラスO5：4万5000K、クラスB5：1万5000K、クラスA5：8300K、クラスF5：6600K、クラスG5：5600K、クラスK5：4400K、クラスM5：3300K。平均的な星の中心部の温度は約2000万Kである。

V

連星

空にある星の半分以上が、実際には連星系あるいは多重星系の一員である。太陽系の近くの連星のいくつかは望遠鏡をつかうと星が分離してみえることもあるが、多くは分光学的な方法によってのみ連星であることがわかる。連星系は、物理的に互いに近くにあり、共通の重心の周りをまわっている2つの星で構成されている。連星のいくつかは1803年にイギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルによって発見された。

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分光連星

分光連星は1889年にはじめて確認され、望遠鏡をつかっても視覚的に分離してみえないが、星のペアが回転するにつれてスペクトル線が二重になったりひろくなったりするので確認できる。軌道をまわるにつれて、一方の星が地球から遠ざかり、もう一方の星が近づくと、遠ざかりつつある星からのスペクトル線は赤いほうにずれ、近づきつつある星からのスペクトル線は青いほうにずれる。→ ドップラー効果