Oltre all'evidente differenza di risoluzione, dal confronto con gli spettri professionali che prendo a riferimento emerge la presenza nei miei spettri dei contributi tellurici, in particolare la banda d'assorbimento di O2 (7594-7621Å banda A di Fraunhofer) e le ondulazioni intorno nella zona da 6433Å fino all'IR, per lo più dovute ad H2O. Se non altrimenti specificato gli spettri professionali hanno risoluzione di 2.5Å, i miei di 20Å (seeing escluso!)
classe O
La classe O si contraddistingue da una serie di Balmer che risulta sempre meno evidente procedendo dalle sottoclasse 9 alla 0. Si rendono visibili le linee dell'HeI, e nelle prime classi anche dell'HeII: Ad un primo sguardo le linee dell'He potrebbero essere confuse con H. A titolo di esempio riporto lo spettro di HIP109017 di classe B2IV ricavato dalla libreria MILES del telescopio INT, messa a confronto con la mia HIP31978 di classe O7O5 HIP25103 240411
O6 HIP32067 240411
O7 HIP31978 240404
O8 HIP31567 240411
O9 HIP30393 240411
classe B
La classe B ` riconoscibile da una serie di Balmer che risulta ancora evidente a colpo d'occhio; tuttavia le linee di assorbimento H vanno gradatamente attenuandosi dalle sottoclasse 9 alla 0. Altra caratteristica degna di nota è la comparsa delle linee di assorbimento dell'HeI più evidenti nelle prime sottoclassi.B1V HIP55051 240424
B2V HIP44685 240420
B3V HIP67301 ALKAID 240728
B4 HIP32864 240411
B5V HIP25048 240324
B6IV HIP76243 240420
B7III HIP33104 240411
B8III HIP33377 240404
B9III HIP78592 240412
classe A
La classe A rappresenta il migliore viatico per il neofita. Lo spettro è facilmente riconoscibile già dopo pochi esempi e in particolare le linee di Balmer si evidenziano senza alcun dubbio anche alla bassa risoluzione ottenibile con un SA100. Le stelle appartenente a questa classe hanno un'atmosfera quasi interamente dominata dall'H; è quindi poco probabile imbattersi in righe di elementi diversi. A titolo di esempio riporto lo spettro di HIP107547 di classe A0 ricavato dalla libreria MILES del telescopio INT, messa a confronto con la mia HIP21823 di classe A0V. Se la mia calibrazione fosse corretta il confronto darebbe per certa l'appartenenza di HIP107547 a una classe A0IV o A0III (temperatura minore ⇉ stella più grande)A0V HIP21823 240401
A1V HIP16292 240401
A1V HIP16292 240401
A2V HIP27971 240401
A3III HIP48682 240403
A4V HIP27472 240401
A5V HIP45493 240401
A5V HIP65477 ALCOR 240728
A6V HIP15547 240401
A7 HIP20156 240401
A7 HIP97649 ALTAIR 240727
A8III HIP50448 240403
A9IV HIP22361 240401
classe F
Nella classe F la serie di Balmer è ancora visibile, ma l'elemanto più evidente diventa la coppia di righe H e K di Fraunhofer. In particolare la riga H oblitera quasi completamente la linea Hε anche la banda G specialmente nelle classi più tarde, diventa preminente rispetto alla riga Hγ. Altro elemento caratteristico della classe F è il tripletto del Mg a λ 5168-5183Å visibile anche alla bassa risoluzione ottenibile dall'SA100. A titolo di esempio riporto lo spettro di HIP12184 di classe F4V ricavato dalla libreria MILES del telescopio INT, messa a confronto con la mia HIP40875 della stessa classe.F0IV HIP46733 240401
F1V HIP51814 240411
F2III HIP43644 240411
F3V HIP51914 240420
F4V HIP40875 240411
F5III HIP52469 240411
F6V HIP56290 240411
F7V HIP50786 240420
F8V HIP51459 240411
F9V HIP52498 240411
classe G
Il nostro sole è una stella di classe spettrale G2V. Nella classe G le linee di assorbimento H e K di Fraunhofer del CaII si esprimono nela loro massima intensità e, specialmente nelle classi pił mature, sono di gran lunga le pił evidenti; per le stelle di sequenza principale la riga K risulta leggermente più intensa della riga H. La serie di Balmer è diventata progressivamente più debole e in questa classe può essere superata in intensitą da varie righe di metalli neutri. L'intensitą del tripletto del Mg (λ 5169-5183Å) acquisice ulteriore intensità e costituisce la banda b di Fraunhofer. Anche la linea del CaI a λ 4227Å è evidente (linea g di Fraunhofer).G0V HIP54745 240420
G0IV HIP67927 MUPHRID 240710
G1V HIP41844 240424
G2V HIP48113 240412
G3IV HIP70791 240411
G4II HIP63334 240424
G5 HIP41836 240424
G6III HIP43903 240412
G7III HIP60485 240412
G7III HIP60485 240412
G8III HIP73909 240412
G8III HIP73909 240412
G9IV HIP53257 240412
classe K
A parte la temperatura inferiore (all'incirca quella delle macchie solari) lo spettro della classe K è molto simile a quello della classe G. Le maggiori differenze vanno ricercate nel fatto che la maggior parte delle linee ` originato da metalli neutri, e compaiono per la prima volta linee originate da molecole biatomiche. Nelle sottoclassi pił tardive la differenza con la classe G si evidenzia per la comparsa di bande di TiO.K0 HIP65512 240413
K2 HIP41933 240424
classe M
La classe M è caratterizzata dall temperature superficiali più basse, portando il massimo dell'intensità dello spettro nell'infrarosso; ugualmente caratterizzante ` la presenza di nubi molecolari di TiO che ricoprono lo spettro con un andamento a dente di sega (ondulato in bassa risoluzione), obliterando la maggior parte righe utilizzate su altre classi per la calibrazione. Le maggiori chance di identificazione di linee discrete si concentrano su Hα, H e K di Fraunhofer, sul CaI a λ 4227Å, e sul doppietto del Na a λ 5890-5895Å. Anche le bande telluriche posso essere totalmente obliterate dall'andamento delle bande di TiO.M0 HIP67511 240413
M1III HIP65536 240413
M2 HIP62738 240413
M3 HIP50167 240413
M4III HIP52794 240413
M5III HIP43431 240413
M7III HIP68357 240424