Ulteriori

classe W

Le stelle di classe W sono oggetti rarissimi, di massa superiore a 20 M☉. Originariamente stelle di classe O il loro spettro si distingue per la totale assenza di linee di Balmer e una presenza importante di line di emissione dell'HeII. Si tratta di astri estremamente instabili per cui ogni stella presenta peculiarità; tuttavia esistono delle sottoclassi che ne indiviuano caratteri comuni: le WN presentano linee di emissione dell'N, le WC linee di emissione del C e le WO (le più rare in assoluto) le linee di emissione dell'O. Secondo uno schema teorico attualmente accettato l'evoluzione delle stelle di classe O avrebbe il seguente andamento: O→WN→WC→WO→supernova

WN6 HIP99546 240928

WC7 HIP100287 240912

B1Iapeq HIP100044 p-Cyg 241011

B8:V HIP92420 SHELYAK 241011

classe D

la classe D comprende le stelle nane bianche e comprende varie sottoclassi determinate dalla presenza di linee spettrali caratteristiche di un dato elemento; le sottoclassi sono: A (H), B(HeI), O(HeII), Q(C) Z(metalli) oltre alle sottoclassi C e X che inglobano nane bianche il cui spettro non consente di assegnare l'astro ad alcuna classe precedente. Inoltre una V denota una nana bianca variabile.

DAe HIP50581 240412

La classe DA è formata da stelle nane bianche in cui si rileva la presenza di H nell'atmosfera stellare, come si evidenzia dalla serie di Balmer.
La peculiarità più evidente risulta una linea d'emissione posta a 6033±20Å

NGC2392 Eskimo 240411

Lo spettro atteso di una nebulosa planetaria è evidente: le righe Hα e [OIII] sono dominanti; il continuo è praticamente assente, segnale inequivocabile di una densità molto bassa. Con una magnitudine non elevata è la planetari ideale per un primo spettro nebulare, ma alla focale di 1600mm risulta ancora troppo grande per la spettroscopia a tutta apertura, infatti le righe risultano allargate e sfocate principalmente a causa dell'estensione dell'oggetto.

classe C

Le classi S e C contengono stelle di massa comparabile a qualla solare provenienti per lo più dalle classi M e K che, giunte al periodo finale della loro vita hanno già cominciato a bruciare He e risalgono il ramo asintotico (AGB) del diagramma HR. Nella classe S le bande di TiO sono rimpiazzate da bande di ZrO e da linee di assorbimento del Na. Nella classe C lo spostamento verso il rosso è più marcato e la presenza di linee del C e del C2 diventa dominante. Le le stelle di classe S e C sono molto rare in quanto percorrono il ramo asintotico molto velocemente, per poi dare vita quasi sempre a una nebulosa planetaria; in seguito, altrettanto velocemente, ciò che resta della stella ridiscende il diagramma HR per entrare nel cimitero delle nane bianche. Si tratta di astri estremamente instabili per cui ogni stella presenta peculiarità.

classe S