Dijagram koji pokazuje ovisnost apsolutnog sjaja (ordinata) i spektralnog razreda zvijezde (apscisa).

Sličan se dijagram dobije ako se umjesto sjaja uzme luminozitet, a umjesto spektralnog razreda površinska temperatura ili pokazatelj boje zvijezde.

One nastaju uslijed ionizirajućeg ultraljubičastog zračenja mladih i sjajnih zvijezda O i B spektralnog tipa.

U okolini zvijezda spektralnog tipa O plin je potpuno ioniziran, sve do udaljenosti od nekoliko desetaka godina svjetlosti.

Međutim, tu nalazimo i mlade naddivove spektralnog tipa M i O.

Označavaju se indeksom od 0 do 9, pri čemu indeks 0 obuhvaća zvijezde najviše površinske temperature unutar dotičnog spektralnog tipa.

Za spektar zvijezda spektralnog tipa O (modre zvijezde) su karakteristične linije helija (HeII, HeI). (U astronomiji se ionizirani atomi označavaju dodavanjem rimskog broja iza znaka elementa, dok se npr. u fizici i kemiji ionizirani atomi označavaju indeksom (gore) n koji pokazuje broj izgubljenih elektrona.

Zvijezde spektralnog tipa A (bijele zvijezde) imaju najizrazitije linije HI.

Žućkasto bijele zvijezde spektralnog tipa F imaju karakteristične linije ioniziranog kalcija (CaII).

Zvijezde spektralnog tipa G (žute zvijezde, njima pripada Sunce) pokazuju linije CaII, neutralnih metala i vodikove linije.

Crvene zvijezde spektralnog tipa M karakteriziraju molekulske vrpce (posebno TiO).

Umro je u Parizu 1917. 1846. Rođen američki astronom Edward Charles Pickering. Bavio se fotometrijim i spektroskopskim istraživanjima zvijezda i određivanjem njihova spektralnog tipa.

U slučaju korištenja pravokutnog vremenskog otvora, dolazi do pojave spektralnog rasipanja, gdje spektralne komponente velikih amplituda prekrivaju svojim bočnim laticama spektralne komponente malih amplituda.

Vrijedi i sljedeći teorem koji daje tzv. formulu spektralnog preslikavanja polinoma.

Zvijezda je slična našem suncu u masi i spektralnog tipa.

Određivanje samo spektralnog tipa nije dovoljno, jer moguće je npr. da se radi o zvijezdi, koja je div i koja ne pripada glavnom nizu.

Dakle, pored toga što o temperaturi zvijezde ovisi koje će spektralne linije dominirati, spektri zvijezda istog spektralnog tipa razlikuju se u ovisnosti o veličini zvijezde, na temelju čega je moguće ustanoviti radi li se o zvijezdi glavnog niza.

Obično se odabiru zvijezde jednakog spektralnog tipa i približno jednake prividne veličine.

Radi se o skupinama zvijezda jednakog spektralnog tipa, koje nisu čvrsto gravitacijski povezane pa se relativno brzo razilaze.

Opažanjem većeg broja (N) spektroskopskih dvostrukih sustava sličnog spektralnog tipa, nalazi se za svaki promatrani sustav veličina (M 1 M 2) sin 3 i.

Kasniji stadiji spektralnog razreda F pokazuju i linije TiO 2.

Ta vrijednost spektralnog usklađivanja može se navesti za frekventni opseg 100 - 3150 Hz koje je već desetljećima utvrđeno, kao i za prošireno frekventni opseg 50 - 3150 Hz odn. 50 - 2500 Hz; frekventni opseg se tada navodi kao indeks, npr.

Za potrebe ubrzavanja tzv. dijagonalizacijskih metoda za računanje spektralnog rastava simetrične matrice reda n, javlja se problem što točnijeg i bržeg računanja spektralnih rastava simetričnih matrica malih dimenzija.

Svi sadržaji će biti oplemenjeni igrom spektralnog svjetla.

Do sada je najviše ekstrasolarnih planeta otkriveno metodom radijalne brzine - praćenje spektralnog pomaka pri " kolebanju " zvijezde usljed okretanja planeta oko nje.

U novome izdanju norme ISO 717 - 1 dopunski su utvrđene dvije vrijednosti spektralnog usklađivanja, C za rozi šum (jednaki vršni udjeli za cijelo frekventno područje, što otprilike odgovara glazbi, razgovoru, zvuku brzoga vlaka) i Ctr za šum duboke frekvencije (otprilike kao buka cestovnog prometa, radna buka, disco glazba).

Te vrijednosti spektralnog usklađenja mogu se navoditi kako za frekvencije za mjerenja zvučne izolacije koje su već desetljećima utvrđene na razini 100 - 3150 Hz, tako i za prošireni frekventni opseg 50 - 3150 Hz ili 50 - 5000 Hz ili 100 - 5000 Hz; frekventni opseg tada se navodi kao indeks, npr.

Kao dopuna građevinskome koeficijentu zvučne izolacije, normalnoj i standardnoj razlici u razini zvuka navode se vrijednosti spektralnog usklađenja.

U praksi građevinske akustike se za opis akustičnih svojstava može utvrdit jasna razlika: Standardna razlika u razini zvuka označava zvučnu izolaciju između 2 prostorije u zgradi (bez obzira na to nalaze li se one jedna iznad druge ili jedna pored druge ili pak uopće međusobno ne graniče); kao jednocifreni pokazatelj navodi se vrednovani standardni koeficijent zvučne izolacije, te uza nj i vrijednosti spektralnog usklađenja C i Ctr.

Alain Connes često matematici pristupa korištenjem znanja i intuicije iz teorijske fizike, kao što je korištenje pojma KMS stanja iz statističke fizike, te se i sam bavi fundamentalnim pitanjima teorijske fizike gdje predlaže nekomutativne ekstenzije standardnog modela koji predviđaju određenu vrijednost mase Higgsovog bozona, te unifikaciju gravitacije i baždarskih teorija preko pojma spektralnog djelovanja (engl. spectral action).