スペクトル分類（スペクトルぶんるい、）とは、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型（）と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わる。表面温度を元にして分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型）と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMK分類が広く用いられている。これは、この分類を提唱した天文学者のウィリアム・ウィルソン・モーガンとの名前に由来する。
恒星のスペクトルのそれぞれの線は、特定の元素や分子の存在を示しており、その特徴の強度はそれらの存在量を示している。異なるスペクトル線の強度は主に恒星の光球の温度に左右されるが、いくつかの場合では元素の実際の存在量の違いを反映している場合がある。高温の天体では水素の吸収線が、低温の天体ではその他の重元素による吸収線が強く現れる傾向にある。また特に低温の星では、原子に加えて分子の吸収線も見られるようになる。
ほとんどの星は、MK分類を用いて分類されている。これは O、B、A、F、G、K および M を用いた分類を用いており、O型が最も高温で、M型が最も低温である。アルファベットの順番がバラバラであるのは、スペクトル型と天体の温度が対応していると判明したのがアルファベット順の分類が開発された後であり、後に温度の順番に並べ替えて現在の様式に整理されたという歴史的な経緯に由来する。それぞれの文字の分類はさらに0から9を用いて細分化され、この中では0が最も高温で、9が最も低温であることを示す。例えば、A8、A9、F0、F1 という分類は高温から低温になるように並んでいる。この分類法は、古典的な恒星の分類には当てはまらないその他の星や恒星に似た天体を分類できるように拡張されている。例えば白色矮星を表す D、炭素星を表す S や C などが加えられた。また、褐色矮星などの低温の天体のスペクトルとして、L、T、Y が導入されている。
MK分類ではローマ数字を用いた光度階級も合わせて用いられており、これは恒星のスペクトルにおける特定の吸収線の線幅に基づいて定められている。線幅は恒星大気の密度によって変化するため、恒星が矮星（主系列星）か巨星であるかを区別することができる。光度階級では、極超巨星に対しては 0 もしくは Ia+、超巨星に対しては I、明るい巨星に対しては II、通常の巨星に対しては III、準巨星に対しては IV、主系列星に対しては V、準矮星に対しては sd もしくは VI、そして白色矮星に対しては D もしくは VII が割り当てられている。この記法をすべて用いた場合の太陽のスペクトル型は G2V であり、これは表面温度が 5800 K 程度の主系列星であることを意味する。
伝統的な色による分類
伝統的な色の記述は恒星のスペクトルの極大のみを考慮していた。しかし実際には、恒星はスペクトルのすべての範囲で放射をしている。すべてのスペクトルの色が合わさると白く見えるため、人間の目が実際に感じる見かけの色は、伝統的な色の記述が示すものよりもずっと明るく見える。この「明度」の特性を考慮すると、単純にスペクトル中で極大となる波長の色を割り当てる方法は、恒星の分類において混乱の元となりうる。薄明かりの中での色とコントラストの錯覚を除けば、緑色や藍色、紫色に見える星は存在しない。赤色矮星は濃いオレンジ色であるし、褐色矮星は文字通りの褐色には見えず、近傍にいる観測者には理論上は薄い灰色に見えると考えられる。
現在の分類
現在の分類体型は、MK分類 (Morgan–Keenan classification) として知られている。それぞれの恒星は、従来からあるハーバード分類によるスペクトル型と、ローマ数字を用いた光度階級が割り当てられ、これが恒星のスペクトル型を構成する。
そのほか、現在の測光システム、例えばジョンソンのUBVシステムなどは、色指数に基づいた分類となっている。これは、3つやそれ以上の色での等級の差の測定を元にしている。これらの数値は、U-V や B-V といった表記が用いられ、2つの標準的なフィルターを通した色等級の差を表している。例えばUは紫外線 (Ultraviolet)、Bは青 (Blue)、Vは可視光 (Visual) という風にである。
ハーバード分類 ハーバード分類は、天文学者アニー・ジャンプ・キャノンによる1次元の分類である。キャノンは、それまでに存在したアルファベットを用いた分類を並べ直し、単純化した。恒星はそのスペクトルの特徴に応じてアルファベット1文字でグループ分けされ、オプションとして数字で細分化される。主系列星の表面温度は約 2000 K から 50000 K までの値を取りうるが、より進化した恒星は 100000 K を超える場合もある。物理的には、この分類は恒星大気の温度を示しており、通常は温度が高いものから低いものへの順番で並べられる。
型 有効温度 色度(ベガ基準) 質量(M☉) 半径(R☉) 光度(L☉) 水素線 存在割合O ≥ 30,000 K 青 ≥ ≥ ≥ 弱い ~0.00003%B 10,000–30,000 K 青白 中間 0.13%A 7,500–10,000 K 白 強い 0.6%F 6,000–7,500 K 黄白 中間 3%G 5,200–6,000 K 黄 弱い 7.6%K 3,700–5,200 K 橙 非常に弱い 12.1%M 2,400–3,700 K 橙赤 ≤ ≤ 非常に弱い 76.45%
OからMまでのスペクトル型、および後述する他のより特殊な分類は、さらに 0-9 までの数字で細分化される。ここで、0が各分類の中で最も高温のものを表す。例えば、A型星の中ではA0の恒星が最も高温で、A9が最も低温である。小数が用いられる場合もあり、例えばじょうぎ座μ星のスペクトル型はO9.7である。太陽はG2に分類される。
従来の色の記述は天文学では伝統的なものであり、白色とみなされるA型星の平均色に対する色を表す。みかけの色の記述は、暗い空にある恒星を肉眼や双眼鏡を用いて観察した際に観測者が見る色に対応している。しかし非常に明るいものを除けば、大部分の恒星は肉眼では色覚が働くには暗すぎるため、白色や青白色に見える。赤色超巨星は同じスペクトル型に分類される矮星（主系列星）よりも低温で赤く、また炭素星のような特異なスペクトルの特徴を示す恒星はあらゆる黒体よりもずっと赤くなることがある。
ハーバード分類が恒星の表面、もしくは光球の温度（より正確にはその有効温度）を示しているという事実は、この分類が開発されるまでは完全には理解されていなかった。しかし、ヘルツシュプルング・ラッセル図が初めて定式化された1914年までには、そのことは一般に真実であると考えられていた。1920年に、インドの物理学者メグナード・サハが物理化学の化学反応における平衡状態の熱力学的理論ではよく知られていた化学平衡の式を原子の電離に拡張することにより、電離度を求める方程式（サハの電離公式）を導出した。Saha, Megh Nad「LIII. Ionization in the solar chromosphere」『The London, Edinburgh and Dublin philosophical magazine and journal of science』1920年、40巻238号、pp.472-488彼はサハの式を太陽彩層に適用し、さらに恒星のスペクトルにも応用した。
その後、ハーバード大学の天文学者セシリア・ペイン＝ガポーシュキンがサハの式を用いて、O-B-A-F-G-K-M のスペクトルの順序が実際に温度の順番であることを学位論文の研究の中で示した。 スペクトルの分類の順番はそれが温度の順番であることが理解される以前から存在しているものであるため、スペクトル型をB3やA7などのようにさらに細分化する際には、恒星スペクトルの吸収特徴の強度の（主に主観的な）推定に基づいている。その結果として、スペクトル型の細分は数学的に表現できるような均等な間隔で分割されてはいない。
ヤーキスのスペクトル分類
ヤーキスのスペクトル分類は、1943年にヤーキス天文台のウィリアム・ウィルソン・モーガン、、によって導入された恒星のスペクトル分類のシステムである。提案者らの頭文字を取って MKK システムと呼ばれる場合もある。この分類法は2次元的（温度と光度）なものであり、恒星の光度に関係する恒星の温度と表面重力に敏感なスペクトル線に基づいているが、ハーバード分類は表面温度のみに基づいている。その後、1953年には標準星と分類基準のいくつかの改定を経てこの分類法はMK分類と命名され、引き続き使用されている。
表面重力が強い高密度の恒星は、スペクトル線の圧力幅が大きくなる。一方、巨星は同じ質量の主系列星よりも半径がずっと大きいため、表面での重力と圧力は小さく、スペクトル線の線幅も小さくなる。そのため、スペクトルの違いは「光度効果」として解釈でき、光度や絶対等級の情報が無くてもスペクトルの調査のみから光度階級を割り当てることが可能となる。
以下の表の通り、多数の光度階級が識別されている。
+ ヤーキスの光度階級 光度階級 説明 例 0 or Ia+ 極超巨星 もしくは極めて明るい超巨星 はくちょう座OB2-12 – B3-4Ia+ Ia 明るい超巨星 おおいぬ座η星 – B5Ia Iab 中間サイズの明るい超巨星 はくちょう座γ星 – F8Iab Ib 暗い超巨星 ペルセウス座ζ星 – B1Ib II 輝巨星 うさぎ座β星 – G0II III 通常の巨星 アークトゥルス – K0III IV 準巨星 カシオペヤ座γ星 – B0.5IVpe V 主系列星（矮星） アケルナル – B6Vep VI あるいは sd（接頭辞） 準矮星 – sdB5 あるいは B5VI VII あるいは D（接頭辞） 白色矮星 ヴァン・マーネン星 – DZ8 光度階級では、隣接した分類の並記も許容されている。例えば、ある恒星は超巨星もしくは輝巨星のいずれかであるという場合もありうるし、準巨星と主系列星の分類の中間に位置しているという場合もありうる。これらの場合、2つの特別な文字が用いられる。 スラッシュ (/) は、その恒星がどちらかの階級に属することを意味する。 ダッシュ (-) は、その恒星が2つの階級の間に位置することを意味する。
例えば、A3-4 III/IV というスペクトル分類の場合、その恒星はスペクトル型がA3とA4の間にあり、巨星もしくは準巨星であることを意味する。
準矮星の分類も同様に用いられる。光度階級 VI は、主系列星よりもわずかに暗い恒星である準矮星に用いられる
主系列星と巨星の温度を示す文字は白色矮星に対しては用いられなくなったため、光度階級VIIやそれより大きな数字は白色矮星や高温準矮星に対してはほとんど使用されなくなった。
超巨星以外の光度階級に関しても、時おり a と b の文字が用いられる場合がある。例えば、典型的な巨星よりもやや暗い巨星に対しては、IIIbという光度階級が与えられることがある。
光度階級がVの恒星のうち、ヘリウムイオン (He II) の λ4686 のスペクトル線で強い吸収を示す極端なものには、Vz という記号が与えられる。一例はHD 93129B である。
特異なスペクトル 各スペクトル型に対して小文字でさらなる分類体系を用いることで、スペクトルの固有の特徴を表すことができる。
記号 恒星のスペクトルの特徴 : スペクトルの値が不明確 ... 不明なスペクトルの特徴が存在する ! 特殊 comp 複合スペクトル e 輝線が存在する [e] 禁制線の輝線が存在する er 輝線の中央が縁よりも弱く「逆転」している eq P Cyg プロファイルを伴った輝線 f N III と He II 輝線 f* N IV λ4058 Å が N III λ4634 Å、λ4640 Å、λ4642 Å 線よりも強い f+ N III 線に加え Si IV λ4089 Å と λ4116 Å の放射もある (f) N III の放射があり、He II の吸収が存在しないか弱い (f+) ((f)) 弱い N III 放射を伴った強い He II の吸収を示す ((f*)) h 水素輝線を持つウォルフ・ライエ星 ha 水素が吸収でも放射でも見られるウォルフ・ライエ星 He wk 弱いヘリウム線 k 星間吸収の特徴が見られるスペクトル m 金属の特徴が強い n 回転による広い (星雲状の) 吸収が見られる nn 非常に広い吸収の特徴が見られる neb 星雲のスペクトルが混入している p 詳細不明な特異星 pq 新星のスペクトルに類似した特異なスペクトル q P Cyg プロファイル s 細い (鋭い) 吸収線 ss 非常に細い線 sh ガス殻星の特徴 var スペクトル特性に変動性がある (v と略記される場合もある) wl 弱いスペクトル線 ("w"、"wk" を用いる場合も) 元素記号 その特定の元素の異常に強いスペクトル線を持つ 例えば、はスペクトル型 B1.5Vnne に分類される。つまりこの恒星は通常の分類で B1.5V となるスペクトルに、非常に広い吸収線と特定の輝線を持っているということを意味する。
スペクトル分類の歴史
ハーバード分類での一見奇妙なアルファベットの順番は歴史的な背景に基づくものであり、初期のセッキによる分類法から発展し、物理的な背景の理解が進むにつれて分類法は徐々に修正されていった。
セッキの分類 1860年代から1870年代の間、恒星の分光学者の先駆者であるアンジェロ・セッキが、観測されたスペクトルを分類するために独自の分類を考案した。1866年までに、セッキは以下の表に示すIからIIIまでの3つの恒星のスペクトルの分類を開発した。
1890年代後半、セッキによるスペクトルの分類法はハーバード分類に取って代わられるようになった。
分類番号 セッキの分類の説明 Secchi class I 広く深い水素のスペクトル線を持つ、白や青色の恒星。ベガやアルタイルが該当し、現在の分類ではA型から早期F型星までに相当する。 Secchi class I(オリオン亜分類) Secchi class I のサブタイプであり、スペクトル線が広いものではなく細い恒星。リゲルやベラトリックスが該当し、現在の分類では早期B型星に相当する。 Secchi class II 水素のスペクトル線が弱いが、金属のスペクトル線が見られる黄色の恒星。太陽やアークトゥルス、カペラが該当し、現在の分類では晩期F型やG型、K型を含む。 Secchi class III 複雑なバンドスペクトルを持つ、橙色から赤色の恒星。ベテルギウスやアンタレスが該当し、現在の分類ではM型に相当する。 Secchi class IV 1868年にセッキは炭素星を発見し、これを独立した分類に置いた。強い炭素のバンドとスペクトル線を持つ赤い恒星が該当し、現在の分類ではC型とS型に相当する。 Secchi class V 1877年に、セッキは5番目の分類を追加した。カシオペヤ座γ星やこと座β星などの輝線星が該当し、現在の分類ではBeに相当する。1891年にエドワード・ピッカリングは、class V は現在の分類でのO型 (後にウォルフ・ライエ星も含む) と、惑星状星雲の中にある恒星に相当するものであると提唱した。 セッキによる分類に用いられているローマ数字は、ヤーキスの光度階級に用いられているローマ数字や中性子星の分類に提案されているものとは完全に無関係であるため、混同しないよう注意が必要である。
ドレイパーの分類 1880年代に天文学者のエドワード・ピッカリングが、ハーバード大学天文台において対物プリズム法を用いて恒星スペクトルのサーベイを開始した。この研究の初期成果は、1890年に『Draper Catalogue of Stellar Spectra』として出版された。このカタログのスペクトルの大部分はウィリアミーナ・フレミングによって分類されたものである。
このカタログは、以前のセッキのIからVまでの分類をさらに細分化する手法を用いており、AからPまでの文字を用いた分類を行っている。また、他のどの分類にも合致しないものに対してはQが用いられた。 + 恒星スペクトルのドレイパーカタログでの分類 セッキ ドレイパー 参考 I A, B, C, D 水素線が支配的 II E, F, G, H, I, K, L III M IV N カタログ中には存在しない V O 明るい線を持つウォルフ・ライエ星のスペクトルを含む V P 惑星状星雲 Q その他のスペクトル MK分類に引き継がれた分類は太字で表してある。
ハーバード分類 1897年、ハーバードの別の天文学者アントニア・モーリは、セッキによる class I のオリオン亜分類を、残りの class I よりも先に配置した。これは現在の分類で言うと、A型よりも先にB型を置くことに相当する。これを行ったのはモーリが初めてであるが、彼女はスペクトル型の文字は用いず、かわりにIからXXIIまでの22種類の数字を用いた。
1901年、アニー・ジャンプ・キャノンによってドレイパーカタログでの文字による分類が再び用いられたが、彼女は O、B、A、F、G、K、M と N、および惑星状星雲のPとその他の特徴的なスペクトルのQ以外の文字は使用せず、スペクトル型の分類を再編した。またキャノンはB型とA型の中間にある恒星に対してはB5A、F型からG型への5分の1の位置にある恒星に対してはF2Gなどとする分類を用いた。最終的に1912年には、B、A、B5A、F2Gなどの型を、それぞれB0、A0、B5、F2などとする表記法が確立した。これが実質的にハーバード分類の現在の形式として現在まで用いられている。
スペクトル型の文字を記憶する方法としては、温度が高い方から低い方へ、"Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!"（ああ、お上品な女の子/男の子になってキスしてください！）というものがよく知られている。そのほか、炭素星に用いられていたR型、N型やS型を含めて "Right Now, Sweet!" と続けるもの、後年に追加された褐色矮星などのさらに低温なスペクトル型であるL型やT型を含めて "Let's Tea/Turn/Try!" と続けるものなど、様々なバリエーションがある。
ウィルソン山の分類
ウィルソン山の分類として知られる光度階級が、異なる光度を持つ恒星を識別するために使用されていた。この記法は、現在のスペクトル分類においても依然として使用される場合がある。
階級 意味 sd 準矮星 d 矮星 sg 準巨星 g 巨星 c 超巨星
スペクトル型
恒星の分類方法は、生物学における種の分類と同様に、基準標本に基づいた分類である。カテゴリーは、そのカテゴリーとその下部カテゴリーにおける1つかそれ以上の恒星と、それに伴った特徴の説明によって定義される。
「早期」と「晩期」という用語 恒星はしばしば「早期」 (early) もしくは「晩期」 (late) という表現で形容される場合がある。この場合、「早期」はより高温であることを意味し、「晩期」はより低温であることを意味する。
文脈に依存し、「早期」と「晩期」は絶対的・相対的な意味の双方で用いられる。絶対的な用法としての「早期」の場合はO型星やB型星を指し、場合によってはA型星を含む。相対的な用法の場合は同じ分類の中でも高温な恒星を指して使われ、例えば「早期K型星」とした場合はK0型やK1型、あるいはK3型程度までを指す。「晩期」も同様であり、K型星やM型星を指して「晩期型星」と呼ぶ絶対的な用法と、より低温なG7型、G8型、G9型を指して「晩期G型星」と呼ぶような相対的な用法がある。
相対的な意味で用いられる場合は、「早期」はスペクトル型の文字に続くアラビア数字が小さいものを意味し、「晩期」は大きいものを意味する。さらに、数字が中程度のものに対しては「中期」 (mid) が用いられる場合もある。
このあいまいな用語は、20世紀前半の恒星進化モデルを受け継いだものである。当時のモデルでは、恒星はケルビン・ヘルムホルツ機構を介して重力収縮でエネルギーを生み出していると考えられていたが、これは現在では主系列星に対しては適用できないことが知られている。もしこのモデルが正しかったとした場合、恒星は非常に高温な「早期型」の恒星としてその一生を開始し、その後徐々に冷却して「晩期型」の恒星になる。すなわち、「早期」や「晩期」という表現は、当時の理論における恒星の一生の早期か晩期かを表現したものである。このメカニズムに基づいて太陽の年齢を推定すると、地球の地質記録から推定される年齢よりずっと小さいものになってしまい、恒星が核融合反応によってエネルギーを生み出していることが分かるとかつての恒星進化モデルは廃れていった。しかし、スペクトル型に対する「早期」や「晩期」という呼び方は、これらが基づいていた理論モデルが否定された後も受け継がれた。
O型星
O型星は非常に高温で極めて明るく、放射の大部分を紫外線の波長域で行っている。O型星は主系列星の中で最も希少な存在である。太陽の近傍にある主系列星のうち、300万個に1個 (0.00003%) の割合でO型星が存在する。非常に重い恒星のいくつかはこのスペクトル型に分類される。O型星はしばしば複雑な周辺環境を持つため、スペクトルの測定が難しい。
O型のスペクトルは、かつてはHe I λ4471 に対する He II λ4541 のスペクトル線の強度で定義されていた。ここで、λ は波長であり、それに続く数値の単位はオングストローム (Å) である。2つのスペクトル線の強度が等しくなっているものがO7と定義され、早期型になるほど He I 線が弱くなる。O3型はそのスペクトル線が完全に消えるところとして定義されていたが、現在の技術で観測すると非常に弱いスペクトル線があることが分かる。そのため、現在の定義は窒素のスペクトル線で、N III λ 4634-40-42 に対する N IV λ 4058 の強度比を用いている。
O型星は支配的な吸収線を持ち、またしばしばヘリウム II の輝線と、イオン (Si IV、O III、N III と C III) と中性ヘリウムの顕著なスペクトル線が見られ、O5からO9に向かって強くなる。また、顕著なバルマー線も持つが、より晩期型のものほど強くはない。O型星は非常に重いため、非常に高温な核を持ち水素を急速に燃焼している。そのため、O型星は主系列段階を最初に外れる恒星である。
1943年にMKK分類法が最初に記述された際は、O型の細分類として用いられたのはO5からO9.5までのみであった。MKKの分類は1971年にO9.7まで拡張され、さらにO2、O3、O3.5を追加する新しい分類法が後に導入された。
スペクトル標準 O7V – O9V – とかげ座10番星
B型星
B型星は非常に明るく青い色をしている。B型星のスペクトルは中性ヘリウムのスペクトル線を持ち、これはB2型で最も強くなる。またある程度の水素線を持つ。O型星とB型星は非常に活動的で、寿命は比較的短い。そのため、これらのタイプの恒星はその寿命の間に運動学的な相互作用を起こす確率が低く、逃走星を除いては形成された領域から遠く離れることはできない。
O型星とB型星の境界は、元々は He II λ4541 のスペクトル線が消えるところで定義されていた。しかし、現在の観測装置を用いると、早期B型星でもこのスペクトル線は依然として存在していることが分かる。現在では、B型の主系列星は代わりに He I の紫のスペクトルの強度で定義されており、これはB2で強度が最大になる。超巨星の場合、代わりにケイ素のスペクトル線が用いられる。Si IV λ4089 と Si III λ4552 線が早期B型星を示す。中期B型星では、Si II λ4128-30 に対する後者のスペクトルの強度が決定的な特徴であるのに対し、晩期B型星では、He I λ4471 に対する Mg II λ4481 の強度が特徴となる。
これらの恒星は、誕生した場所である巨大分子雲に伴ったOBアソシエーション中に発見される傾向がある。オリオンOB1アソシエーションは銀河系の渦状腕の大部分を占めており、オリオン座の明るい恒星の大部分を含んでいる。太陽系の近傍にある恒星のうち、800個に1個 (0.125%) がB型主系列星である。
Be星として知られる、重いがまだ超巨星になっていない恒星は、1つかそれ以上の顕著なバルマー系列での放射を持っているか、あるいは過去のある段階で持っていた主系列星であり、水素に関連した電磁放射の系列を持つ非常に興味深い対象である。Be星は一般的に、異常に強い恒星風、高い表面温度、さらに奇妙なほど高速な自転をして多くの質量を失っている天体として特徴付けられる。B(e)星もしくはB[e]星として知られる天体は禁制線の中性もしくは低階電離の特徴的な輝線を持ち、量子力学の現在の理解では通常は起きない過程が進行している。
スペクトル標準 B0V – オリオン座υ星 B0Ia – アルニラム B2Ia – オリオン座χ2星 B2Ib – ケフェウス座9番星 B3V – おおぐま座η星 B3V – ぎょしゃ座η星 B3Ia – おおいぬ座ο2星 B5Ia – おおいぬ座η星 B8Ia – リゲル
A型星
A型星はより一般的な肉眼で見える恒星のひとつであり、白色か青白色である。A型星はスペクトル中に強い水素線を持ち、これはA0で最大となる。また電離した金属の線である Fe II、Mg II、Si II も持ち、A5で最大となる。Ca II 線の存在はこの段階で特に強くなる。太陽系の近傍にある恒星のうち、160個に1個 (0.625%) がA型主系列星である。
スペクトル標準 A0Van – おおぐま座γ星 A0Va – ベガ A0Ib – しし座η星 A0Ia – A1V – シリウスA A2Ia – デネブ A3Va – フォーマルハウト
F型星
F型星は、スペクトル中のCa II のH、K線が強い恒星である。晩期F型星にかけては、電離した金属のスペクトル線において中性金属 (Fe I、Cr I) が増え始める。F型星のスペクトルは、弱い水素線と電離した金属の線で特徴付けられる。恒星の色は白色である。太陽系の近傍にある恒星のうち、33個に1個 (3.03%) がF型主系列星である。
スペクトル標準 F0IIIa – しし座ζ星 F0Ib – うさぎ座α星 F2V –
G型星
太陽を含むG型星は、スペクトル中に顕著な Ca II のH、K線を持ち、これはG2で最大となる。水素線はF型星よりも弱いが、電離した金属のスペクトル線に加え、中性金属のスペクトル線も示す。CH分子のGバンドに顕著なスパイクが存在する。太陽系の近傍にある恒星のうち、およそ13個に1個 (7.5%) がG型主系列星である。
G型星は、HR図上で "Yellow Evolutionary Void" に位置する恒星を含む。超巨星はしばしば進化の過程でO型かB型（青色超巨星）とK型かM型（赤色超巨星）の間を行き来する。この過程において、超巨星はG型に相当する黄色超巨星の状態にはほとんど留まらない。これは、黄色超巨星の状態は極めて不安定であるためである。
スペクトル標準 G0V – りょうけん座β星 G0IV – うしかい座η星 G0Ib – みずがめ座β星 G2V – 太陽 G5V – くじら座κ1星 G5IV – ヘルクレス座μ星 G5Ib – G8V – おおぐま座61番星 G8IV – わし座β星 G8IIIa – ふたご座κ星 G8IIIab – おとめ座ε星