Звёзды спектрального класса K имеют температуры поверхности от 3800 до 5000 K и оранжевый цвет. В спектрах таких звёзд видны линии металлов, а линии водорода незаметны на фоне остальных линий. В поздних подклассах появляются линии оксида титана. С физической точки зрения класс K довольно разнороден.

К спектральному классу K относятся звёзды с температурами 3800—5000 K. Цвет звёзд этого класса — оранжевый, показатели цвета B−V составляют около 1,0^m[1][2][3].

В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I^{[комм. 1]}, и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. В поздних подклассах^{[комм. 2]} появляются широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь TiO^[4][5][6]. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба^[7].

При переходе к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться, а линии водорода — ослабевать. Линии молекулы CH достигают максимума в подклассе K2. Как и в спектральном классе G, для определения подкласса могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение их интенсивностей к интенсивности линий водорода: например, Fe l λ4046^{[комм. 3]} к бальмеровской линии Hδ. Для определения температуры и подкласса химически пекулярных звёзд могут сравнивать интенсивности линий Cr I с линиями Fe I, поскольку содержание хрома обычно связано с содержанием железа даже для звёзд с аномальным химическим составом^[8].

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса K5 составляют 8,0^m, у гигантов того же класса ― 0,1…−1,1^m, у сверхгигантов ― ярче −2,5^m (см. ниже➤)^[9].

Звёзды класса K различных классов светимости различают спектроскопически практически теми же способами, что и звёзды класса G. С повышением светимости у звёзд класса K усиливаются линии Sr II и линии циана. Наиболее эффективное разделение классов светимости дают линии Y II не только из-за того, что они значительно усиливаются с ростом светимости, но и из-за того, что на соотношение интенсивностей Y II к Fe I практически не влияют аномалии химического состава звёзд. Также в спектрах ярких звёзд для линий H и K иона Ca II имеет место эффект Вилсона ― Баппа, при котором в центре линии поглощения наблюдается слабая эмиссия^[10].

Гиганты класса K иногда оказываются химически пекулярными: в результате конвекции на поверхности может оказываться то вещество, которое звезда в прошлом выработала в недрах. Это может быть углерод или элементы, возникающие при s-процессе. Встречаются звёзды с аномально сильными, либо, наоборот, слабыми линиями циана; в последнем случае особо слабыми могут быть линии молекулы CH, что объясняется тем, что из углерода в первую очередь образуются молекулы CN, а не CH. Существует подкласс бариевых звёзд: в них особо сильны линии Ba II и часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH. Такой набор элементов может указывать на то, что они попадают на поверхность в результате вычерпывания во время стадии асимптотической ветви гигантов. В то же время, встречаются и бариевые звёзды главной последовательности, для которых такой сценарий невозможен, но для них аномалии химического состава могут объясняться обменом веществом в двойной системе. Наконец, звёзды класса K могут принадлежать к экстремальному населению II (см. ниже➤) и содержать очень малое количество тяжёлых элементов, из-за чего в спектре наблюдается очень малое число линий^[11].

В любом случае для описания химической пекулярности используются индексы, дающие информацию о том, в содержании каких элементов наблюдаются аномалии, и числа, характеризующие величину аномалии. Например, индекс Ba 2+ и означает сильные линии бария, а индексы CH−2 и CH−3 ― слабые линии CH, причём во втором случае ― более слабые, чем в первом^[11].

Спектральный класс K является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, оранжевые карлики — звёзды главной последовательности класса K, имеют массы 0,5—0,8 M_⊙, светимости в диапазоне приблизительно от 0,1 до 0,4 L_⊙ и живут около 20 миллиардов лет или дольше^[12]. Такие звёзды могут относиться как к населению I, так и к более старому и бедному металлами населению II, и, возможно, к гипотетическому населению III, который должен состоять из самых первых звёзд Вселенной^[13]. Оранжевые карлики — одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций в программах SETI^[14].

Красные гиганты и сверхгиганты, относящиеся к классу K, также довольно разнородны. В класс гигантов класса K могут входить как звёзды, ещё не вышедшие на главную последовательность — например, звёзды типа T Тельца, так и звёзды различных масс на поздних стадиях эволюции^[15]. Сверхгиганты класса K могут проявлять переменность как звёзды типа RV Тельца^[16][17].

Звёзды класса K составляют 15,1 % от общего числа звёзд Млечного Пути^[18]. Их доля среди наблюдаемых звёзд больше: например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5^m, около 31 % звёзд относятся к классу K, что делает класс K самым многочисленным в этом каталоге^[19][20].

Примером звезды главной последовательности класса K является Эпсилон Эридана (K2V)^[21], к гигантам относятся Арктур (K1.5III)^[22] и Этамин (K5III)^[23], а к сверхгигантам ― Дзета Цефея (K1.5Ib)^[24].

Ближайшая к Земле звезда класса K — Альфа Центавра B, удалённая на 1,34 парсека (4,37 световых года)^[25]. Ярчайшей звездой класса K для земных наблюдателей является Арктур: его видимая звёздная величина равна −0,04^m[19].

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
• Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock: Princeton University Press, 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.

Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии.