| 3,79 | 0,751 | 1,33 | +4,76 |
| a Центавра В | 1,72 | K5 V | | | | +6,16 |
| Звезда Барнарда | 9,54 | М5 V | 10,30 | 0,545 | 1,83 | +13,22 |
| Вольф № 359 | 13,66 | dM6e | 4,84 | 0,427 | 2,34 | +16,62 |
| BD +36°2147 | 7,47 | M2V | 4,78 | 0,396 | 2,52 | +10,46 |
| Сириус А | -1,47 | А1 V | 1,32 | 0,375 | 2,66 | +1,42 |
| Сириус В | 8,67 | А5 | | | | +11,55 |
| Лейтен 726—8 (UV Кита) | 12,45 | dM6e | 3,36 | 0,371 | 2,69 | +15,3 |
| 12,95 | dM6e | +15,8 |
| Росс №154 | 10,6 | dM4e | 0,67 | 0,340 | 2,93 | +13,3 |
| Росс № 248 | 12,24 | dM6e | 1,58 | 0,316 | 3,16 | +14,74 |
| e Эридана | 3,73 | К2 V | 0,97 | 0,303 | 3,30 | +6,14 |
| Росс № 128 | 11,13 | dM5 | 1,40 | 0,298 | 3,34 | +13,50 |
| Лейтен 789-6 | 12,58 | dM6e | 3,27 | 0,298 | 3,34 | +14,9 |
| 61 Лебедя А | 5,19 | K5 V | 5,22 | 0,292 | 3,42 | +7,52 |
| 61 Лебедя В | 6,02 | K7 V | | | | +8,35 |
| Процион А | 0,34 | F5 IV-V | 1,25 | 0,288 | 3,48 | +2,67 |
| Процион В | 10,7 | dF | | | | +13,1 |
| e Индейца | 4,73 | K5 V | 4,67 | 0,285 | 3,50 | +7,0 |
| BD +59° 1915 А | 8,90 | dM4 | 2,29 | 0,278 | 3,58 | +11,12 |
| BD+59° 1915 В | 9,69 | dM5 | | | | +11,91 |
| BD +43° 44A | 8,07 | MI V | 2,91 | 0,278 | 3,58 | +10,29 |
| BD +43° 44В | 11,04 | M6 V | | | | +13,26 |
| t Кита | 3,50 | G8 Vp | 1,92 | 0,275 | 3,62 | +5,70 |
| CD +36° 15693 | 7,39 | M2 V | 6,87 | 0,273 | 3,65 | +9,57 |
| BD +5° 1668 | 9,82 | dM4 | 3,73 | 0,266 | 3,75 | +11,95 |
| CD-39° 4192 | 6,72 | MOI | 3,46 | 0,255 | 3,90 | +8,75 |
| Звезда Каптейна | 8,8 | sdMO | 8,79 | 0,251 | 3,99 | +10,8 |
Температуры и спектральные классы звёзд. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у З., изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры (см. Температура в астрофизике). температуры З. определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс З. (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы З. зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С (ранее обозначавшихся R, N), а от класса К — побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие З. — ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа — Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности З., связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами З. (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры З. называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения З. приходится на невидимые области спектра — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную
