Разликата между звездите по цвят е друг пример. Какви са цветовете на звездите? Цвят и температура на звездата

В ясна нощ, гледайки внимателно, можете да видите безброй многоцветни звезди в небето. Мислили ли сте някога какво зависи от сянката на трептенето им и какви са цветовете на небесните тела?

Цветът на звездата се определя от температурата на повърхността му., Разпръскването на осветителни тела, като скъпоценни камъни, има безкрайно разнообразни нюанси, като магическата палитра на художника. Колкото по-горещ е обектът, толкова по-висока е радиационната енергия от нейната повърхност, което означава, че дължината на излъчваните вълни е по-къса.

Някои двоични звезди могат да бъдат много сходни по яркост и в много случаи показват подобни цветове. Лесно обяснение е да се приеме сегашната звездна еволюция на звездите на компонентите. Така звездите с подобна яркост вероятно ще имат същите възрасти и следователно ще се появят на подобни еволюционни етапи за дадената им маса. Знаейки, че основната последователност и по-малките звезди имат дълъг живот от няколко милиарда до десетки милиарда години, цветът - или всъщност наблюдаваната температура на повърхността - е малко вероятно да бъде твърде различен, когато ги наблюдаваме.

Дори и малка разлика в дължината на вълната променя цвета, който се възприема от човешкото око. Най-дългите вълни имат червен оттенък, с повишаване на температурата, той се променя на оранжево, жълто, превръща се в бяло, а след това става бяло-синьо.

Газовата обвивка на осветителните тела изпълнява функциите на идеален емитер. От цвета на звезда може да се изчисли възрастта и температурата на повърхността. Разбира се, сянката не се определя „на око”, а с помощта на специален инструмент - спектрограф.

Освен това, тъй като повечето звезди имат значителни истински разделения, можем бързо да намалим въздействието на всякакви физически взаимодействия между компонентите. Това просто означава, че всяка звезда се е развила независимо един от друг. При описаните по-горе обстоятелства статистическите данни показват, че най-често срещаните видове двойки са жълти звезди от основната последователност, подобни на природата на Слънцето. Широки примери включват; α Centauri, p Eridani и 61 Swan.

Някои звезди също показват значителни разлики по величина и най-вероятно имат големи разлики в цвета. Примерите включват Antares или Albireo. Тези системи вероятно ще се различават значително по отношение на масата и еволюцията. Тъй като най-големите звезди се развиват първо, по-късните спектрални класове най-вероятно ще бъдат първични, като сателитът ще бъде по-ранен и еволюционен и по-горещ. Това създава обща цветова разлика, която е толкова привлекателна в телескопа.

Изследването на спектъра на звездите е в основата на астрофизиката на нашето време. Кои са цветовете на небесните тела, често е единствената информация, с която разполагаме за тях.

Сини звезди

Сините звезди са най-много голям и горещ. Температурата на външните им слоеве е средно 10 000 келвина и може да достигне 40 000 за отделните звездни гиганти.

Тук свръх-звездната звезда първо еволюира от основната последователност, докато по-младият спътник продължава да свети, без да отслабва главната последователност. Базирайки се на теорията за еволюцията на звездите, с времето основната природа на Албирео ще продължи да се движи към червената гигантска фаза - увеличавайки контраста преди сателитът да започне да се развива от основната последователност.

В действителност има много изключения от такива сценарии с двойни звезди. Някои системи са обратни на това, което несъмнено е причинено от други еволюционни промени, като един компонент, влизащ в фазата на изгаряне на хелий и връщаща се само като ярка звезда. Друга очевидна възможност е да преминете през масов трансфер на неразрешена звезда или невидим спътник, неделима от телескопичен визуален наблюдател.

В този диапазон, излъчвайте нови звезди, просто започвайки своя "жизнен път". Например обиколка на железопътния, един от двата основни осветителни тела на съзвездието Орион, синкаво-бели.

Жълти звезди

Центърът на нашата планетарна система е Слънцето - има повърхностна температура над 6000 Келвина. От космоса тя и подобни осветителни тела изглеждат ослепително бели, въпреки че от Земята те изглеждат доста жълти. Златните звезди имат средна възраст.

От тези общи резултати, Aitken категорично посочва

Това е адекватно подчертано в "Бинарните звезди" на класическия Робърт Айткен с. 267-. По-конкретно за нашата дискусия тук, на страница 270, Aitken също потвърждава това, което казваме тук. Връзката между цветовете на компонентите на двойните звезди и тяхната разлика в размера беше призната от Струве и всеки наблюдател, тъй като времето му бе белязано от факта, че когато тези два компонента са приблизително еднакви, те са почти еднакви или почти същите цветове и контрастът се увеличава с разликата в големината на компонентите. Професор Луис Бел заяви, че това е субективен ефект, тъй като по-слабата звезда обикновено е по-синя.

От другите светила, известни ни, бялата звезда е и Sirius, въпреки че цветът му е доста трудно да се определи по око. Това се случва, защото заема ниска позиция над хоризонта и по пътя към нас радиацията е силно изкривена поради многократни пречупвания. В средните ширини Сириус, често трептящ, може да демонстрира целия цветови спектър само за половин секунда!

Без съмнение, този субективен ефект често е налице, но това не е единствената причина. В спектралните класове на компонентите на двойните звезди съществуват реални и много ярки разлики, които корелират с техните цветови разлики и разлики по величина. Абсолютната стойност на първичния също е включена като фактор.

Въпреки това, може би най-важните от тези заключения са адекватно обобщени от Aitken. Няколко автори са изследвали връзката между величината и спектралния клас, в компонентите на двоичните звезди, сред които д-р Д-р. S. "Изследване на спектрите на визуалните двойни звезди" Лице на Об.

Червени звезди

Тъмночервените звезди имат ниска температуранапример червени джуджета, чиято маса е по-малка от 7,5% от теглото на Слънцето. Температурата им е под 3500 градуса по Келвин и въпреки че блясъка им е богат преливен от много цветове и нюанси, ние виждаме, че е червен.

Гигантски осветителни тела, чието водородно гориво е свършило, също изглеждат червени или дори кафяви. Като цяло, в този обхват на спектъра е излъчването на стари и охлаждащи звезди.

"Ясен показател за задълбочен анализ на данни за 238 двойки." След това Aitken правилно завършва дискусията, като казва. Лау, съответстват на действителните различия на спектралния клас. След думите на Айткен, тук малко се е променило в нашите идеи, с изключение на изясняване на разбирането на еволюцията и формирането на двоични звезди.

Какво е основата на класификацията на звездите

В астрономическата литература много творби оттогава донякъде са подобрили нашите виждания. Тук по-новите изследвания от този вид са увеличили броя на звездните изследвания. Това заключение важи и за единични звезди, които имат обширни данни. Aitken също така правилно заключава, че такива свойства са приложими за единични звезди, следователно съответните думи се отнасят за тях.

Отделен червен оттенък има втората от главните звезди на съзвездието Орион, Бетелгейзеи малко надясно и над него се намира на картата на небето Алдебараноранжев цвят.

Най-старата червена звезда на съществуващите - HE 1523-0901 от съзвездието Везни - гигантска звезда от второ поколение, открита в покрайнините на нашата галактика на разстояние 7500 светлинни години от слънцето. Възможната му възраст е около 13,2 милиарда години, което не е много по-малко от очакваната възраст на Вселената.

Тъй като те също са в хармония със съотношението на маса-светимост, те показват, че компонентите на двойните звезди са нормални звезди, които имат същите свойства като обикновените единични звезди със съответна маса и размер. Един от най-големите постижения в обсервационната астрономия е способността да се снима фотографията на звездите и след това фотометрично; понякога известен като филтърна фотометрия. Тези методи бързо елиминираха необходимостта от по-скоро произволно и ненадеждно подбиране на звездни цветове чрез визуално наблюдение с просто око.

Всеки знае как изглеждат звездите в небето. Миниатюрни светлини светят в хладна бяла светлина. В древни времена хората не можеха да намерят обяснения за това явление. Звездите се смятаха за очите на боговете, за душите на починалите предци, пазителите и защитниците, защитаващи човешкия мир в нощната тъмнина. Тогава никой не би си помислил, че слънцето също е звезда.

Какво е звезда

Такива инструментални методи се основават на използването на две отделни изображения или фотометрични показания, като се използват два различни цветни филтъра с известни дължини на вълните. Всяка промяна в яркостта между тези две стойности става реална разлика в цвета.

Как се раждат звездите

Червените звезди ще изглеждат по-силни в сините филтри, а сините звезди ще станат по-ярки. Обратно, сините звезди в червените филтри ще станат по-слаби, но по-ярки за червените звезди. Един от първите и най-очевидни проблеми е действителното предаване на цветовете чрез филтри. Те ще се различават значително от наблюдател до наблюдател, чиито филтри ще предават различни дължини на вълните на светлината. Скоро стана ясно, че някои от приетите стандартизирани методи трябва да се използват за осмисляне на всяко наблюдение.

Какво е звезда

Минаха много векове преди хората да разберат, че са звезди. Видовете звезди, техните характеристики, представите за химичните и физичните процеси, протичащи там, имат ново поле на познание. Древните астрономи дори не можеха да предположат, че подобна светлина всъщност изобщо не е била малка светлина, а невъобразима чаша с размер на горещ газ, в която протичат реакции на термоядрен синтез. Има един странен парадокс в това, че мрачната звезда е ослепителната светлина на ядрена реакция, а уютната топлина на слънцето е чудовищната топлина на милиони келвини.

Един от старите и оригинални препоръчани методи е използването на стабилни оцветени химически разтвори, като синьо меден сулфат при известна известна концентрация. Беше мръсно и трудно да се получат полезни резултати - особено в широки области или чрез фотографски плаки.

На какво обръщат внимание древните астрономи?

Исторически погледнато, едно от най-интересните неща за виждане на звездни цветове е голямото разнообразие от цветови дескриптори, които са били приети от наблюдателите. Въпреки че тук е описана подробно на първата страница на звездните цветове, има някои, които могат да имат различни логически обяснения.

Всички звезди, които могат да се видят в небето с невъоръжено око, са в галактиката на Слънцето - също част от нея и тя се намира в покрайнините му. Невъзможно е да си представим как ще изглежда нощното небе, ако Слънцето е в центъра на Млечния път. Все пак броят на звездите в тази галактика е повече от 200 милиарда.

Малко за историята на астрономията

Древните астрономи също можеха да кажат нещо необичайно и интересно за звездите в небето. Шумерите вече са идентифицирали отделни съзвездия и зодиакален кръг и за първи път са изчислили разделянето на общия ъгъл на 360 градуса. Те създадоха лунния календар и успяха да го синхронизират със слънцето. Египтяните вярвали, че Земята е разположена, но в същото време знаела, че Меркурий и Венера се въртят около Слънцето.

Често разбираме, че виждането на звезди в бяло означава, че наблюдателят не е видял възприемания цвят. На пръв поглед това може да изглежда тривиално за разлика, но определението е нещо доста подробно. Може би визуалното съществуване на бели звезди често означава само, че наблюдателят не е видял нито един блус или жълт цвят на въпросната звезда. Ако наблюдателят не вижда цвета, той трябва да го маркира като нито в едно, нито в най-добрия случай, като безцветен.

Интересни дискусии често се появяват от време на време по отношение на наблюдението на зелените звезди. Това е особено често срещано в наблюденията от 18-ти век, свързани с наблюдатели, като адмирал Смит или преп. Минаута "Светлина и цвят на открито." Публикации Dover. Подобен пример за този ефект е това, което се случва с визуалните наблюдения на планетата Марс. Например, Рафаело Брага от е-група от 33 двойки каза това. Той също така разкрива, че според Flammarion, други зелени звезди включват сателити.

В Китай астрономията като наука вече се практикува в края на третото хилядолетие преди Христа. д., и

първите обсерватории се появяват през XII век. Преди новата ера. д. Те изследвали лунни и слънчеви затъмнения, като успяли да разберат причината и дори да изчислят прогнозните дати, наблюдавали метеоритните течения и траекториите на кометите.

Жълти, оранжеви и червени звезди

Това се дължи или на йонна радиация от кислород, или на „забранена“ светлина, или на светлинни взаимодействия с органични съединения, като метан. Основното ми несъгласие с наличието на зелени звезди е, че температурният диапазон на тези обекти пада върху бели звезди тип А, където зеленият цвят не се появява в спектъра на тези звезди.

Единственият възможен начин, по мое мнение, е да се създадат зелени звезди, вероятно близки визуални двоични звезди, които имат както сини, така и жълти компоненти в съотношение от около 2: тогава комбинираният визуален цвят, разбира се, ще бъде зелен.

Древните инки знаеха разликите между звездите и планетите. Има косвени доказателства, че те са познавали Галилея и визуалното размиване на очертанията на диска на Венера, поради наличието на атмосферата на планетата.

Древните гърци са в състояние да докажат сферичността на Земята, приемат предположението за хелиоцентричността на системата. Опитаха се да изчислят диаметъра на слънцето, макар и погрешно. Но гърците бяха първите, които по принцип предположиха, че Слънцето е по-голямо от Земята, преди всичко, разчитайки на визуални наблюдения, смятало друго. Grek Hipparchus първо създава каталог на звездите и идентифицира различни видове звезди. Класификацията на звездите в тази научна работа се основаваше на интензивността на блясъка. Hipparch открои 6 класа на яркост, в каталога имаше 850 осветителни тела.

Всеки обаче беше твърде оскъден за правилна визуална оценка на цвета. Цветовете за сиви или пепелни звезди обикновено означават малко по-различни цветове, но все още е трудно да се обясни как визуалният наблюдател възприема такива грозни цветове. В чистата си форма такива "оцветени" звезди не могат да съществуват.

Или бели или пепелни звезди - възможни грешки на дескриптора или оптични ефекти на телескопа, като хроматична аберация. Друг важен момент е, че почти всеки изглежда е свързан с двойки, които имат значителен цвят или показват значителни разлики по размер, което предполага, че това може да бъде друга форма на ефекти на цветен контраст. Възможното съществуване на пурпурни звезди е нещо доста озадачаващо. Виолет се интерпретира като комбинация от червена и синя светлина - цветове, разположени на противоположните краища на видимия спектър.

На какво обръщат внимание древните астрономи?

Първоначалната класификация на звездите се основаваше на тяхната яркост. В крайна сметка, този критерий е единственият наличен за астроном, въоръжен само с телескоп. Най-ярките или притежаващи уникални видими свойства на звездите дори получиха свои собствени имена, а всяка нация има своя собствена. Така, Денеб, Ригел и Алгол са арабски имена, Сириус е латински, а Антарес е гръцки. Полярната звезда във всяка нация има своето име. Това е може би една от най-важните звезди в „практическия смисъл“. Неговите координати в нощното небе са непроменени, въпреки въртенето на земята. Ако другите звезди се движат по небето, преминавайки от изгрев до залез, Северната звезда не променя местоположението си. Затова тя е била използвана от моряците и пътниците като надежден водач. Между другото, противно на обичайното погрешно схващане, това не е най-ярката звезда в небето. Полярната звезда не се откроява отвън - нито по размер, нито по интензитет на луминесценция. Можете да го намерите само ако знаете къде да търсите. Разположен е в самия край на „дръжката на копчето” на Малката мечка.

Звезди, произвеждащи такива цветове, вероятно се дължат на контрастиращи ефекти. Друга много ясна възможност обаче може да бъде свързана с визуалното виолетово или друго официално име родопсин, което е химичното вещество, отговорно за нашето зрение чрез фоторецепторни клетки. Тук това фоточувствително съединение всъщност е свързано с монохроматични чувствителни пръти, а не с цветни конуси.

Проучванията показват, че самият родопсин ще погълне силно дължините на вълните на зелено-синята светлина, появявайки се по-червеникаво-виолетово - произходът на възприемания цвят, визуално виолетово. Алтернативно, причината може дори да е някаква форма на физиологични ефекти от средата на наблюдение. Тъмната адаптация също може да бъде част от проблема, тъй като излагането на бяла светлина има тенденция да оставя синкави оттенъци при обработка след печат, което изисква значително време - от порядъка на десетки минути - преди разсейването.

Какво е основата на класификацията на звездите

Съвременните астрономи, отговарящи на въпроса какви са звездите, едва ли ще споменат яркостта на сиянието или местоположението в нощното небе. Това ли е по ред на историческа екскурзия или в лекция, предназначена за много отдалечена аудитория от астрономията.

Съвременната класификация на звездите се основава на техния спектрален анализ. Освен това те обикновено показват масата, светлината и радиуса на небесното тяло. Всички тези показатели са дадени по отношение на Слънцето, т.е. неговите характеристики са взети като мерни единици.

Класификацията на звездите се основава на такъв критерий като абсолютен: това е видимата степен на яркост без атмосфера, условно разположена на разстояние от 10 парсека от точката на наблюдение.

В допълнение, вземете под внимание променливостта на яркостта и размера на звездата. Типовете звезди в момента се определят от техния спектрален клас и по-конкретно от подклас. Астрономите Ръсел и Херцспрунг независимо анализираха връзката между светимостта, абсолютната величина, температурната повърхност и спектралния клас на звездите. Те построили диаграма със съответните координатни оси и установили, че резултатът изобщо не е хаотичен. Осветителните тела на графиката са ясно различими групи. Диаграмата позволява, познавайки спектралния клас на звездата, да определи, поне с приблизителна точност, нейната абсолютна величина.

Как се раждат звездите

Тази диаграма служи като ясно доказателство в полза на съвременната теория за еволюцията на тези небесни тела. Графиката ясно показва, че най-многобройният клас е свързан с така наречената главна последователност от звезди. Типовете звезди, принадлежащи към този сегмент, са в най-често срещаната точка във Вселената в момента. Това е етапът на развитие на светило, при което изразходваната енергия от радиацията се компенсира за тази, получена по време на термоядрена реакция. Продължителността на престоя на този етап на развитие се определя от масата на небесното тяло и процента на елементите, които са по-тежки от хелий.

Общоприетата теория за еволюцията на звездите казва, че в началото

етапът на развитие на светлината е разтоварен гигантски газов облак. Под влияние на собственото си тя се свива и постепенно се превръща в топка. Колкото по-силна е компресията, толкова по-интензивна е гравитационната енергия. Газът се загрява, а когато температурата достигне 15-20 милиона К, в новородената звезда започва термоядрена реакция. След това процесът на гравитационната компресия е спрян.

Основният период от живота на една звезда

Отначало в дълбините на младата звезда преобладават реакциите на водородния цикъл. Това е най-дългият период от живота на една звезда. Видовете звезди на този етап на развитие са представени в най-масивната основна последователност на диаграмата, описана по-горе. От време на време водородът в ядрото на звездата завършва, превръщайки се в хелий. След това термоядреното изгаряне е възможно само в периферията на ядрото. Звездата става по-ярка, външните й пластове се разширяват значително, а температурата намалява. Небесното тяло се превръща в червен гигант. Този период от живота на звездата

много по-кратък от предишния. Нейната по-нататъшна съдба беше малко проучена. Има различни предположения, но все още не са получени надеждни доказателства. Най-често срещаната теория казва, че когато хелийът стане твърде голям, звездното ядро, което не поддържа собствената си маса, се свива. Температурата се повишава, докато хелий влезе в термоядрена реакция. Чудовищните температури водят до друго разширение, а звездата се превръща в червен гигант. По-нататъшната съдба на звездата, според учените, зависи от нейната маса. Но теориите за това са само резултат от компютърно моделиране, което не се потвърждава от наблюдения.

Охлаждащи звезди

Вероятно червените гиганти с ниска маса ще се свият, превръщайки се в джуджета и постепенно се охлаждат. Звездите със средна маса могат да се трансформират в планетарни мъглявини, докато ядрото, лишено от външна обвивка, ще продължи да съществува в центъра на тази формация, като постепенно се охлажда и се превръща в бяло джудже. Ако централната звезда излъчва значително инфрачервено лъчение, възникват условия за активиране на космическия мазер в разширяващата се газова обвивка на планетарната мъглявина.

Масивните тела, които са компресирани, могат да достигнат такова ниво на натиск, че електроните са буквално притиснати в атомните ядра, превръщайки се в неутрони. Тъй като между тези частици нямат електростатични отблъскващи сили, звездата може да се свие до размер от няколко километра. Нещо повече, плътността му ще надвиши плътността на водата 100 милиона пъти. Такава звезда се нарича неутрона и всъщност е огромно атомно ядро.

Свръхмасивните звезди продължават да съществуват, като последователно синтезират въглерод от хелийния процес, след това кислород, силиций от него и накрая желязо. На този етап от термоядрената реакция настъпва експлозия на свръхнова. Свръхновите от своя страна могат да се превърнат в неутронни звезди или, ако тяхната маса е достатъчно голяма, да продължат да се свиват до критична граница и да образуват черни дупки.

размери

Класификацията на звездите по размер може да се осъществи по два начина. Физическият размер на звезда може да се определи от неговия радиус. Единицата за измерване в този случай е радиусът на слънцето. Има джуджета, средни звезди, гиганти и супергиганти. Между другото, самото Слънце е просто джудже. Радиусът на неутронните звезди може да достигне само няколко километра. И в свръхгигант орбитата на планетата Марс ще се впише изцяло. Размерът на една звезда може също да се разбира като неговата маса. Тя е тясно свързана с диаметъра на тялото. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-ниска е нейната плътност, и обратно, колкото по-малка е звездата, толкова по-голяма е плътността. Този критерий не се нарушава твърде много. Има много малко звезди, които биха били 10 пъти по-големи или по-малки от Слънцето. Повечето от осветителите се вписват в интервала от 60 до 0.03 слънчеви маси. Плътността на Слънцето, взета като отправна точка, е 1,43 g / cm 3. Плътността на белите джуджета достига 10–12 g / cm 3, а плътността на разредените свръхгиганти може да бъде милиони пъти по-малка от слънчевата.

В стандартната класификация на звездите схемата за разпределение на масата е следната. Малките осветителни тела носят маса от 0,08 до 0,5 слънчеви. До умерено - от 0.5 до 8 слънчеви маси, а за масивни - от 8 и повече.

Класификация на звездите . От синьо към бяло

Класификацията на звездите по цвят всъщност не зависи от видимата луминесценция на тялото, а от спектралните характеристики. Емисионният спектър на даден обект се определя от химичния състав на звездата и от нея зависи температурата.

Най-често срещаната е Харвардската класификация, създадена в началото на 20 век. Според приетите стандарти, класификацията на звездите по цвят предполага разделяне на 7 вида.

Така звездите с най-висока температура, от 30 до 60 хил. К, принадлежат на светилата от клас О. Те са сини, масата на такива небесни тела достига 60 слънчеви маси (с. М.), а радиусът е 15 слънчеви радиуса (стр. стр.). Линиите на водород и хелий в техния спектър са доста слаби. Светлината на такива небесни обекти може да достигне до 1 милион 400 хиляди слънчеви светила (стр. П.).

Звездите с температура от 10 до 30 хиляди К принадлежат към звездите от клас В. Това са небесни тела от бял и син цвят, чиято маса започва от 18 сек. m, а радиусът - от 7 s. м. Най-ниската осветеност на обектите от този клас е 20 хиляди. с., и линиите на водорода в спектъра се усилват, достигайки средни стойности.

В клас А звезди, температурата варира от 7.5 до 10 хил. К, те са бели. Минималната маса на такива небесни тела започва от 3.1 s. m, а радиусът - от 2.1 s. стр. Светлината на обектите е в диапазона от 80 до 20 хил. С. а. Водородните линии в спектъра на тези звезди са силни, появяват се метални линии.

Обектите от клас F са всъщност жълто-бели, но изглеждат бели. Температурата им варира от 6 до 7.5 хил. К, масата варира от 1.7 до 3.1 см, радиусът е от 1.3 до 2.1 сек. стр. Светлината на тези звезди варира от 6 до 80 s. а. Линиите на водорода в спектъра отслабват, линиите на металите, напротив, нарастват.

По този начин всички видове бели звезди попадат в границите на класовете от А до Е. Освен това, според класификацията следват жълти и оранжеви светила.

Жълти, оранжеви и червени звезди

Типовете звезди се разпределят по цвят от синьо към червено, като температурата намалява, а размерът и осветеността на обекта намаляват.

Звезди от клас G, към които принадлежи Слънцето, достигат температури от 5 до 6 хил. K, те са жълти на цвят. Масата на тези обекти е от 1,1 до 1,7 s. m., радиус - от 1,1 до 1,3 секунди. стр. Осветеност - от 1.2 до 6 сек. а. Спектралните линии на хелий и метали са интензивни, линиите на водорода стават по-слаби.

Осветителни тела, принадлежащи към клас К, имат температура от 3,5 до 5 000 К. Те изглеждат жълто-оранжеви, но истинският цвят на тези звезди е оранжев. Радиусът на тези обекти е в диапазона от 0.9 до 1.1 s. p., тегло - от 0,8 до 1,1 s. м. Яркостта варира от 0.4 до 1.2 сек. а. Водородните линии са почти невидими, металните линии са много силни.

Най-студените и най-малките звезди са от клас M. Температурата им е едва 2,5 - 3,5 хил. К и изглеждат червени, въпреки че в действителност тези предмети са оранжево-червен. Масата на звездите е в диапазона от 0.3 до 0.8 s. m., радиус - от 0.4 до 0.9 s. стр. Светлинност - само 0.04 - 0.4 s. а. Това са умиращи звезди. Само наскоро откритите кафяви джуджета са по-студени. Бяха разпределени отделен клас M-T.