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Tipo Espectral Temperatura
(grados Kelvin) Características
O 20000 a 35000 Estrellas azules. Pocas líneas espectrales y débiles. Muestran múltiples átomos ionizados, especialmente He III, C III, NIII, O III, Si V.
B 15000 Estrellas blanco azuladas. La línea de He II no es visible. Son observables líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la línea del He I. Sigue habiendo pocas líneas
A 9000Estrellas blancas. La línea del H I (líneas de Balmer) domina el espectro. La He I no es visible. Comienzan a aparecer la líneas de los metales neutros.
F 7000 Estrellas blanco amarillentas. Notableaumento de la cantidad de líneas de H I, pero disminuyen en intensidad. Las líneas de metales ionizados aumentan.
G 5500 Estrellas amarillas. La intensidad de las líneas de los metales neutros aumentan,mientras que disminuyen las del H I.
K 4000 Estrellas amarillo anaranjadas. El espectro está dominado por las líneas de los metales. Bandas moleculares OTi.
M 3000 Estrellas rojas. Las bandas deOTi son muy prominentes. Son visibles varias líneas de metales neutros. Para espectros mas allá del M4 las líneas de absorción del OTi son muy severas, y se dificulta observar el espectro continuo.
L1200 a 2000 Contiene las enanas rojas más frías y las enanas marrones más calientes, que se mantienen debido a la fusión del deuterio y contracción gravitatoria. Presentan VO (oxido de vanadio) enabsorción como las M mas frías, alcanzando un máximo en L0. El TiO decrece en abundancia hasta casi desaparecer en L7. Las enanas marrones presentan lineas de absorción de litio. Las líneas de metalesalcalinos, especialmente Potasio, se hacen muy fuertes a medida que baja la temperatura. Magnitudes absolutas entre 18 y 24.
T 750 a 1200 Sólo visibles en el infrarrojo. El espectro es rico en metano(como los planetas gigantes) y moléculas de agua e hidruro de hierro (FeH)
C 5500 a 3000 Estrellas de carbono (muy rojas ya que los compuestos de este elemento absorben las longitudes de onda...