恒星的光谱分类
历史发展。 恒星光谱的分析始于约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫（Joseph von Fraunhofer）对太阳光谱和几颗明亮恒星光谱的观测（1817年），并于1823年发表。弗劳恩霍夫测量了500多条太阳吸收线的波长位置，其中最显著的吸收线至今仍以他分配的字母标签标识。
1860年，古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）和罗伯特·本生（Robert Bunsen）在实验室中观察到加热化学元素发出的光谱发射线，以及宽带光通过元素气体或蒸汽时产生的匹配吸收线。此后，人们认识到可以通过将恒星吸收线与实验室发射光谱匹配来识别恒星中存在的化学元素，并可能通过多普勒效应测量恒星相对于地球的径向运动。
威廉·哈金斯（William Huggins，1864年）在恒星光谱中识别了几种化学元素，发现了行星状星云中的发射线，并记录了明亮恒星光谱之间的显著差异。更灵敏的仪器被开发出来，特别是刘易斯·卢瑟福（Lewis Rutherfurd，1863年）制造的棱镜光谱仪和亨利·罗兰（Henry Rowland，1887年）制造的高色散衍射光栅光谱仪。罗兰使用自己建造的光谱仪拍摄了第一张太阳光谱图集（《正常太阳光谱的摄影地图》，1888年）：一系列拼合成40英尺长图像的图版，解析了超过20,000条太阳吸收线。
从一开始，天文学家就提出了对观测到的恒星光谱进行分类的方案。其中最早且最具影响力的分类系统是由安杰洛·塞奇神父（Father Angelo Secchi）于1863年至1870年开发的四类系统（I类：天狼星，II类：太阳，III类：参宿四，IV类：碳星），基于恒星颜色和光谱吸收特征的相对强度和宽度（右图）。
为什么恒星在颜色和光谱特征上有所不同？一些天文学家采纳了赫尔曼·冯·亥姆霍兹（Hermann von Helmholtz，1863年）和詹姆斯·霍默·莱恩（James Homer Lane，1871年）提出的假设，即恒星的能量是由气体星云的引力收缩产生的。这被认为会导致恒星温度持续上升，直到达到最大收缩，随后紧凑天体会经历长时间的冷却，形成一个红-白-蓝-白-红的颜色序列。基于这一思想，赫尔曼·卡尔·沃格尔（Hermann Carl Vogel，1874-1895年）和诺曼·洛克耶（Norman Lockyer，1890年）提出了两个有影响力的分类系统。1895年，地球上的氦被发现，这与1868年日全食期间注意到的太阳吸收线相匹配，促使沃格尔（1899年）修订了他的系统，使得具有氦线的恒星位于收缩过程的“紧凑和冷却”一侧。
这些进化猜想被1885年在哈佛大学天文台启动的一项雄心勃勃且纯经验性的编目项目所取代。该项目基于由E.C.皮克林（E.C. Pickering）监督编制的10,351个恒星光谱的摄影调查。该项目由纽约医生亨利·德雷珀（Henry Draper）的遗孀玛丽·安妮（Mary Anne）资助，以纪念这位热衷于天文摄影光谱学的业余天文学家先驱。第一版《亨利·德雷珀星表》（1890年）的光谱分类由威廉明娜·弗莱明（Williamina Fleming）监督，由一组女性“计算员”完成（之所以称为计算员，是因为类似的天文团队被用于计算星历和双星轨道）。为此，皮克林和弗莱明采用了德雷珀的方法，在塞奇的四个类别上应用A到M的字母标签来表示氢吸收线的减少（在A型星如天狼星中最显著）；他们添加了O、P和Q类别来指定唯一显示发射线的天体：沃尔夫-拉叶星、行星状星云和新星。
恒星光谱样本的大幅扩展，包括南天球的恒星和新的高分辨率光谱，需要额外的分类工作，这些工作由安东尼娅·莫里（Antonia Maury，亨利·德雷珀的侄女）、安妮·坎农（Annie Jump Cannon）和亨丽埃塔·莱维特（Henrietta Swan Leavitt）等人分工完成。
莫里开发了一个复杂的分类系统，于1897年发表，部分基于温度（从“猎户座型”或B型星开始）和光谱线的宽度；这一系统被埃纳尔·赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung）在1905年至1909年的论文中引用，论文讨论了O、B、G和M光谱类型之间的视星等（光度）和自行（距离）差异，为赫罗图（恒星光度和表面温度分布的图表，左图）铺平了道路。到那时，莫里因与皮克林的冲突以及他拒绝采纳她的新分类系统及其声称的恒星演化基础而离开了哈佛团队。（她于1922年返回哈佛天文台，继续在哈洛·沙普利（Harlow Shapley）的领导下工作。）
与此同时，坎农提出了一种保守的分类方法，依赖于特定光谱特征的逐渐出现或消失，包括氦，并首次正确地将所有光谱按温度顺序排列（从O型星开始）。她的系统保留了大部分已发布的德雷珀字母系统，通过合并几个类别并删除其字母标签，同时重新利用其他类别，形成了现在熟悉的光谱类型序列[W] O B A F G K M [C P]，并通过性别中立的助记短语“Odd Boys And Funny Girls Kiss Me”永远记住。（亨利·诺里斯·罗素（Henry Norris Russell）支持这种字母顺序的混乱，因为它“有助于防止新手认为该系统基于某种进化理论。”）坎农将类别细分为10个子组，以更精确地指定微妙的光谱差异。这个最终的哈佛系统于1912年发布（坎农在开始对超过225,000颗恒星的新光谱和高质量光谱进行编目和分类一年后）。德雷珀系统在1922年罗马举行的第一届国际天文学联合会（IAU）大会上被正式采纳为临时标准——尽管有些人不太愿意放弃“进化”的沃格尔方法。
到那时，天体物理学已经取得了根本性进展。这些进展包括马克斯·普朗克（Max Planck）使用量子能量理论的黑体辐射方程（1901年）、尼尔斯·玻尔（Niels Bohr）的原子结构电子壳层理论（1913年）、埃纳尔·赫茨普龙和H.N.罗素（1905-1913年）阐明的质量/光度关系，以及梅格·纳德·萨哈（Megh Nad Saha，1920年）对原子电离状态的描述。此后，塞西莉亚·佩恩-加波施金（Cecilia Payne-Gaposchkin，1925年）确定了不同表面温度产生的元素电离状态，并证明恒星主要由氢组成；亚瑟·爱丁顿爵士（Sir Arthur Eddington）将卡尔·史瓦西（Karl Schwarzchild）的辐射平衡概念应用于《恒星的内部结构》（1916-1925年）；汉斯·贝特（Hans Bethe，1939年）描述了产生恒星能量的核聚变过程，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar，1939年）将其形式化为恒星演化理论，包括产生超新星和白矮星的引力坍缩。在这些理论进展的推动下，几十年来对太阳的密集观测促使了新的观测技术的发展以及对恒星结构和热力学的基本见解。这些将恒星演化理论和光谱分类程序建立在坚实的经验基础上，并提供了对恒星光谱特征、元素激发和电离状态、表面温度和表面重力之间关系的详细理解。
在此基础上，光度代码与哈佛光谱类型相结合，形成了威廉·摩根（William Morgan）、菲利普·基南（Philip Keenan）和伊迪丝·凯尔曼（Edith Kellman）于1943年出版的《恒星光谱图集》中的二维分类方案。该图集包含55张图版，每张图版展示了使用40英寸耶基斯折射望远镜拍摄的4个或更多紫外光谱，说明了光谱类型和莫里强调的光度特征的差异。随后经过修订和扩充，MK系统成为今天使用的主要恒星分类系统。即便如此，国际天文学联合会（IAU）并未接受任何光谱分类系统作为最终标准：正如摩根在1979年所说，“MK系统没有任何权威；它从未被国际天文学联合会或任何其他天文组织采纳为官方系统。它的唯一权威在于它的实用性；如果它没有用，就应该被抛弃。”
温度与光谱类型。 恒星的基本属性是它的质量——在恒星天体物理学中，质量决定命运。 质量决定了恒星核心的引力压力，从而决定了核心温度和核聚变速率：质量更大的恒星温度更高，消耗核燃料的速度更快，并且在赫罗图主序上的寿命更短（上图）。来自核心核聚变的能量通过恒星体缓慢向外辐射，最终平滑为从地球上可观测到的从无线电到X射线的光子分布，即恒星的通量剖面。（恒星还通过中微子发射和表面质量损失或“蒸发”发光，但这些不会影响光谱类型。）因此，恒星的质量、温度和光度是根本相关的。
光谱分类仅检查恒星相对较薄的外部层或光球层发出的光。光球层下方的热力学稳定恒星等离子体产生了一个连续的黑体光谱，其峰值在特定温度下。这决定了恒星通量剖面的整体形状——从在紫外波段达到峰值的“蓝色”O型和B型星的高能量、向左上升的剖面，到在可见光波段达到峰值的“白色”F型和G型星的相对平坦的剖面，再到在远红或红外波段达到峰值的“红色”K型和M型星的低能量、向右上升的剖面（右图）。光谱类型对应于恒星的有效温度（Te），即与其每单位表面积辐射通量匹配的黑体温度——相当于与观测到的通量剖面的整体形状和峰值辐射最匹配的黑体剖面的计算温度。
光球层的温度从内向外降低：光球层的外表面通过向太空辐射能量而冷却，这使得它能够吸收来自恒星内部的部分光。当特定能量（频率）的光子增加原子内特定电子的轨道能量时，就会发生吸收，电子通过以较低频率发射相同能量返回到其原始轨道。量子物理学规定了每种化学元素吸收和发射光的特定波长，从而识别出恒星光谱中每种元素的特征吸收线。这些吸收线在通量剖面中表现为波谷和凹口。
随着光球层外部温度的降低，它能够吸收更多的能量并显示更多的吸收特征。在低温下，尤其是在高光度恒星和具有金属含量的恒星中，增加的吸收显著“过滤”或遮蔽了通量剖面。（在天体物理学中，“金属”是指比氦重的任何元素。）在这些情况下，可以使用特定吸收线之间的强度比来推断温度。
这种方法用于计算激发温度（Tx），通过测量同一元素在两个不同电子能量下产生的吸收线强度比，或电离温度（Ti），通过测量同一元素剥离一个或多个电子后产生的吸收线强度比。简单的分子如氰或氧化钛也在相对“冷”的恒星（温度在几千开尔文）的光球层中形成，温度可以通过它们的出现和相对强度来估计。由于不同元素的峰值激发或电离发生在不同温度下，如示意图（上图）所示，比较不同元素的线强度可用于推断光球层的有效温度（光谱类型）。
氢（H）线（包括在巴尔默跳跃处消失的紧密间隔的吸收特征）在A0型恒星中最强（因此最初将A型星置于恒星序列的头部），并在更高和更低的温度下逐渐变弱。钠（Na）和钙（Ca）线在G型恒星中变得显著，并随着恒星变冷而变得更加突出。双原子分子包括氧化钛（TiO）、氰（CN）和许多有机分子在光球层温度降至几千开尔文以下时形成。在最冷的褐矮星天体中，水蒸气（H2O）和甲烷（CH4）可以在大气中形成。
半径与光度等级。 光度的差异不是由恒星的质量引起的，而是由其年龄引起的。当一颗主序星通过核聚变燃烧足够的氢以积累大量的氦“灰烬”核心（对于太阳质量的恒星来说，这大约需要100亿年），这个核心会在自身重量下坍缩，将核心温度提高到氦聚变可以发生的程度，从而产生的热压力抵消了引力收缩。恒星在仍在燃烧的氢壳层内将氦聚变成碳。在质量最大的恒星中，类似的碳灰坍缩会聚变形成氧，氧结合形成更重的元素——氖、钠、镁、硫、硅，最后是铁，铁无法通过核聚变释放能量。（铁聚变不会释放能量，而是需要添加能量才能发生，这意味着比铁重的化学元素只能在超新星的能量坍缩和爆炸中形成，其中所需的能量由灾难性的引力坍缩提供。）
在一颗老化恒星的演化过程中，较重元素聚变释放的能量向外压力能够平衡引力的向内作用力。但在某个时刻，核心灰烬的质量不足以将核心压缩到聚变较重元素所需的温度，引力获胜。在太阳质量的恒星中，这种最终的坍缩会产生一颗新星，导致一颗惰性且缓慢冷却的白矮星位于行星状星云内；在质量最大的恒星中，铁核的引力坍缩会产生一颗超新星，导致中子星或黑洞。
在最终坍缩阶段发生之前，向氦聚变过渡产生的能量流出增加导致恒星半径的显著增加。由于光球层已经扩展到离核核心很远的距离，并且表面积也大大增加，其温度下降。此外，由于它离质量中心更远，光球层的引力压力降低：它膨胀并变得更加稀薄。这种更冷、更大且密度更低的光球层导致光谱线变窄和增强，并出现来自恒星原始成分中任何“金属”的许多吸收线（右图底部）。恒星表面积的增加也增加了光球层的光度和恒星的绝对星等。
这些更大、更亮的恒星是亚巨星、巨星或超巨星，它们的半径可以是主序恒星的数十到数百倍，发出的能量可以是主序恒星的数百到数千倍。这些光谱变化通过光度等级与光谱类型结合来表示。
这些变化的程度表明了恒星半径的相对增加。这在上图右侧的F0型主序星（V）、具有大氦灰烬核心的F0质量恒星（亚巨星，III）和具有氦燃烧核心和极大扩展半径的F0恒星（超巨星，Ia）的通量剖面中得到了说明。这些剖面说明了表面引力压力降低（光球层深度增加）和表面温度降低的光谱效应，这些效应是由恒星半径增加引起的。
物理方程。 天体物理学可以用几个以太阳单位为标准的基本方程来总结。有效温度或色温可以从黑体光谱的峰值波长（λmax，单位为米）推导出，温度为T（单位为开尔文）：
λmax = 2.898x10-3/T[K] （维恩位移定律）
如果峰值被吸收特征遮蔽，则可以从色温近似计算有效温度，如下所述。
然后，主序上恒星的光度与其质量的关系大致为：
L/L⊙ = (M/M⊙)3.5
其中L⊙和M⊙表示太阳的光度和质量。最后，恒星的半径可以从其光度和表面温度近似估计为：
R/R⊙ = √(L/L⊙)/(T/T⊙)4
其中R⊙是太阳的半径。此外，恒星在主序上的寿命与其质量和光度的关系大致为：
t/t⊙ = (M·L⊙)/(L·M⊙)
其中t⊙大约为150亿年。
分类过程。 总之，恒星的光谱提供了关于其质量、温度、光度、半径和化学成分的信息，在某些情况下还可用于识别和测量自转速度、表面膨胀或收缩、磁场强度、恒星风的存在和速度以及气体或尘埃的星周云组成。光谱分类是一种围绕质量（温度）和半径（光度）的基本属性组织这些丰富信息的方法。
MK系统中的51个光谱/光度类别由具有稳定且未遮蔽光谱的特定锚点标准恒星定义——这是塞奇首次应用的分类程序。这些恒星用于记录定义类别属性的方式，类似于使用正模标本来定义生物物种。其中包括β Orionis（参宿七，B8 Ia）、α Cygnis（天津四，A2 Ia）、α Persei（天船三，F5 Ib）、太阳（G2 V）、β Geminorum（北河三，K0 III）和α Orionis（参宿四，M2 Ib）。此外，还添加了主要标准恒星作为其余类别的范例，以及次要标准恒星，这些恒星在不同时间、北半球或南半球可见。
分类是通过将恒星的通量剖面与标准恒星的通量剖面进行比较来进行的。通量剖面记录了在电磁光谱的有限部分内测量的窄波长区间（0.1至0.4纳米，1至4 Å）内发射的电磁能量，最方便地表示为能量随波长的图表（如上图右侧所示），或作为计算机分析的表格。1943年的图集仅限于“蓝色”光谱端，这是为了适应当年缓慢的摄影乳剂，MK代码仍然主要由380至500纳米范围内的“紫外”光谱特征定义（如上图中的垂直蓝色带所示）。然而，修订和辅助分类系统已将该系统扩展到X射线和红外波段，并创建了新的类别，如L和T型褐矮星。
恒星通过分配最匹配的标准通量剖面或两个剖面之间的混合类型进行分类；匹配的渐变通过数字子类型表示。光谱匹配使用非常特定的吸收特征——光谱线的强度和宽度，单独或作为线对之间的比率——并且在这些比较中使用的线在不同的光谱类型中是不同的。如上所述，氢（H）、氦（He）、硅（Si）和镁（Mg）对于分类热的早期类型恒星O、B、A很有用；钙（Ca）、钠（Na）和铁（Fe）在太阳类型F和G恒星中；钛（Ti）、氧（O）、碳分子（CO、CH、CN等）和水（H2O）对于分类较冷的晚期类型K和M恒星以及L和T型褐矮星很有用（大约按此顺序）。请注意，这些元素表征了形成恒星的原始气体云的组成，因为（除了少数例外）在恒星核心形成的元素永远不会上升到恒星的光球层。因此，虽然吸收特征对于计算恒星温度很有用，但它们记录了恒星的形成。
光度通过最显著光谱线的带宽变窄、吸收线强度的增加或减少以及新吸收线的出现来评估，这些新吸收线是较低温度或引力压力的特征。
恒星的光谱类型（但不是光度等级）可以通过通过特定滤光片或窄带传感器测量其通量的光度测量来估计。恒星的色温（Tc）是与在这两个光谱带内测量的通量比匹配的黑体温度，这足以唯一地定义黑体剖面的形状。约翰逊-考辛斯UBV系统（1953年）使用相当宽的滤光片带宽（如上图右侧通量剖面图顶部的彩色条所示）；B–V指数测量帕邢连续谱的斜率，并很好地捕捉恒星的有效温度。斯特龙根uvby系统（1966年）使用更窄的滤光片，避免了UBV的一些测量歧义。（请注意，V在约翰逊-考辛斯系统中代表“视觉”[绿色]，而在斯特龙根系统中代表“紫色”。）这两个系统都不等同于光谱分类，因为有关特定吸收特征的信息被排除在外；它们是量化通量剖面黑体温度的替代且劳动强度较低的方法。
过去，光谱分类是由人类编码员使用显微镜检查颗粒状摄影乳剂进行的。在数字光度测量的当前时代，人类正被计算机编码系统取代，这些系统可以处理由Hipparcos、SDSS、2MASS和GAIA生成的庞大数据集。
无论使用何种方法，光谱天文学家所肯定的两个原则是，恒星应根据恒星光谱的最基本特征进行分类，并以不受外来理论影响的经验方式进行。这些原则使该系统作为一个纯粹描述性框架具有鲁棒性，并允许恒星天体物理学和进化理论作为单独的研究工作发展。
进一步阅读
业余天文学家光谱图集 作者：理查德·沃克（Richard Walker）——一本详细且宝贵的恒星光谱学和分类入门指南。
天文光谱学——信息链接的聚合页面。
光谱类型。 下表列出了主序上每个光谱类型恒星的主要属性。表面温度、半径和光度的值不描述主序外的恒星（巨星和超巨星）。
| 摩根-基南光谱类型 （主序星，扩展版） | ||||||||||
| 符号 | 描述 | 表面 温度 |
黑体 色调* |
矮星（主序星） 绝对 星等 |
质量 | 半径 | 辐射 光度 |
B–V 颜色 指数 |
寿命 （年） |
主序星 占比 |
| W– | 沃尔夫-拉叶星 | ≥ 25000 K |  |
< –3.0 | ≥ 20 M⊙ | 10–15 R⊙ | ≥ 105 L⊙ | ~–0.25 | W5 = 2.0x105 | 2x10–8% |
| O | 超大质量 | ≥ 30000 K |  |
–5.6 to –4.3 | 18–~150 M⊙ | ≥ 6.6 R⊙ | 53,000–~106 L⊙ | –0.33 to –0.31 | O5 = 3.6x105 | 5x10-5% |
| B | 大质量 | 10000–30000 K | |
–4.1 to 0.7 | 2.9–18 M⊙ | 1.8–6.6 R⊙ | 54–52,500 L⊙ | –0.30 to –0.08 | B5 = 7.2x107 | 0.039% |
| A | 大型 | 7300–10000 K |  |
1.4 to 2.5 | 1.6–2.9 M⊙ | 1.4–1.8 R⊙ | 6.5–54 L⊙ | –0.02 to 0.28 | A5 = 1.1x109 | 0.6% |
| F | 太阳型 | 6000–7300 K |  |
2.6 to 4.2 | 1.05–1.60 M⊙ | 1.15–1.4 R⊙ | 1.5–6.5 L⊙ | 0.30 to 0.56 | F5 = 3.5x109 | 2.9% |
| G | 太阳型 | 5300–6000 K |  |
4.4 to 5.7 | 0.8–1.05 M⊙ | 0.96–1.15 R⊙ | 0.4–1.5 L⊙ | 0.58 to 0.78 | G5 = 1.5x1010 | 4.1% |
| K | 太阳型 | 3800–5300 K |  |
5.9 to 9.0 | 0.5–0.8 M⊙ | 0.7–0.96 R⊙ | 0.08–0.4 L⊙ | 0.81 to 1.36 | K5 = 5.3x1010 | 12.9% |
| M | 亚太阳型 | 2500–3800 K |  |
9.2 to 16.1 | 0.07–0.5 M⊙ | ≤ 0.7 R⊙ | 10-3.5–0.08 L⊙ | 1.40 to ~2.00 | M5 = 1.9x1011 | 72.5% |
| C | 碳星 | 2400–3200 K |  |
. | ≤ 1.1 M⊙ | 220–550 R⊙† | ≤ 10-3 L⊙ | > ~3.0 | . | . |
| S | 亚碳星 | 2400–3500 K |  |
. | ≤ 0.8 M⊙ | ≤ 0.7 R⊙ | ≤ 10-3 L⊙ | > ~2.2 | . | 0.14% |
| L | 热褐矮星 | 1300–2100 K |  |
11.5 to 14.0 | 0.075–0.45 M⊙ | ≤ 0.2 R⊙ | 10-4.4–10-3.7 L⊙ | n/a‡ | . | . |
| T | 冷褐矮星 | 600–1300 K |  |
> 14.0 | 0.012–0.075 M⊙ | ≤ 0.2 R⊙ | 10-5.2–10-4.5 L⊙ | n/a‡ | . | . |
| Y | 气态巨行星 | < 600 K | . | . | ≤ 0.012 M⊙ | ≤ 0.15 R⊙ | < 10-5.2 L⊙ | n/a | . | . |
| D | 简并星； 白矮星 |
≤ 100,000+ K |  |
10.0 to 15.0 | 0.17–1.3 M⊙ | 0.008–0.02 R⊙ | < 10-4–102 L⊙ | n/a | . | 5.9% |
| Q | 再发新星 | . | . | 白矮星伴星，接受质量捐赠的恒星 | ||||||
| P | 行星状星云 | . |  |
巨星坍缩成白矮星前抛出的气体壳 | ||||||
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*来源：Mitchell Charity, 黑体是什么颜色？ - 请注意，Charity将“颜色”表示为色度（色调和饱和度），但饱和度是亮度的函数，这导致恒星看起来比网页颜色样本更不饱和（更接近白色）。
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光度等级。 光度是指恒星的总光输出。在温度恒定的情况下，表面积（半径）较大的天体会辐射更多的能量，因此显得更亮。
| 摩根-基南光度等级 | ||||||||||||||||||
| I | 超巨星 |
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| Ia-0 | 极超巨星或极高光度超巨星 | |||||||||||||||||
| Ia | 高光度超巨星 | |||||||||||||||||
| Iab | 超巨星 | |||||||||||||||||
| Ib | 较低光度超巨星 | |||||||||||||||||
| II | 亮巨星 | |||||||||||||||||
| III | 巨星 | |||||||||||||||||
| IV | 亚巨星 | |||||||||||||||||
| V | 矮星（主序星） | |||||||||||||||||
| Va | 极高光度矮星 | |||||||||||||||||
| Vab | 高光度矮星 | |||||||||||||||||
| Vb | 普通矮星 | |||||||||||||||||
| Vz | 较低主序矮星 | |||||||||||||||||
| VI | 亚主序矮星 | |||||||||||||||||
| VII | 白矮星（用前缀sd或esd表示） | |||||||||||||||||
光谱特征。 除了由黑体连续谱变化引起的光谱轮廓整体变化外，不同光谱类别还通过检查特定元素和电离状态的吸收或发射特征来区分。“中性”或能量最低的原子状态用罗马数字I表示，逐渐更高能量的电离状态用罗马数字II及以上表示。下表（波长以埃为单位）描述了这些特征，并列举了每种类型的几颗明亮恒星。请注意，由于K和M型恒星非常暗，它们大多以最亮的（巨星或超巨星）形式为人所知。
| 类型 | 光学分类标准 | 明亮恒星示例 |
| O | 光谱显示出强烈的紫外发射，He I和He II（中性氦和单电离氦）线缺失或较弱，而Balmer（电离氢）线较强，随着温度升高，这些线在早期类型中变弱。N IV和N III（三重或双电离氮）以及Si III（双电离硅）线明显但较弱。光谱分类基于N IV（λ4058）的线强度（O2到O3.5）以及He II（λ4200）/He I（λ4026）（1.0 = O6）、He II（λ4541）/He I（λ4471）（1.0 = O7）和He II（λ4541）= Si III（λ4552）（1.0 = O9.7）的线强度比。光度通过N III发射和He II吸收的强度比来判断。温度分类基于氦电离；恒星风在早期子类型中变得越来越显著。 | zeta Orionis (O9Ib) zeta Puppis (O5) iota Orionis (O9III) |
| B | 强He I（中性氦）和Balmer氢线，Si I和Si II，O I（中性氧）和Mg I（中性镁）。光谱分类基于蓝紫色中He II的缺失，He I的减弱和Balmer氢线的增强，S IV/S III的比率（1.0 = B0.7）以及Mg II（λ4481）线的增强。光度通过Balmer氢线的“翼”（宽度与深度）和O II线相对于中性氦和氢的强度来判断。B型恒星的光谱和光度分类异常受光球层中氦比例的影响。 | beta Orionis (B8Ia) tau Scorpii (B0V) alpha Virginis (B1III) alpha Leonis (B7V) |
| A | 非常强的Balmer氢线，在A2型中达到峰值强度，He I消失。许多中性金属（Fe I，Mg I，Ca I）微弱出现，但光谱整体由氢系列主导。光谱分类基于Balmer氢线的强度和宽度，Ca II K（λ3934）线的增强以及其他金属线的增强。光度通过Balmer氢线的“翼”来判断。A型恒星显示出许多表面异常，超过30%的恒星显示出特定金属元素的过量或不足；许多恒星还具有非常短的自转周期。 | alpha Canis Majoris (A1V) beta Aurigae (A5V) alpha Ophiuchi (A5III) eta Leonis (A5Ib) |
| F | 强Balmer氢线，随着中性金属线（Ca I，Fe I，Cr I）的增强而减弱，首次出现少量分子（特别是CH，G带吸收在~λ4300）。光谱分类主要基于Balmer氢线的宽度和强度，这些线在后期子类型中减弱，金属吸收线如Fe I和Ca I的增强，以及CH G带（约F4）的出现。光度通过早期子类型中的电离铁和钛线以及后期子类型中这些金属与锶（Sr II λ4077）的比率来判断。F型从A型到G型恒星的过渡包括从主要分层、辐射恒星表面到充分混合、对流光球层、强磁场和更慢的自转速度的过渡。 | alpha Canis Minoris (F5IV) alpha Persei (F5Ib) alpha Hydri (F0V) pi3 Orionis (F6V) |
| G | Balmer氢线大大减弱，金属线和G带（CH）吸收线增强；中性金属原子和离子现在占主导地位。光谱分类基于中性金属线与氢的比率，特别是Ca I（λ4226）/Hδ和Fe I（λ4046）/Hδ，或彼此之间的比率，例如Cr I（λ4254）/Fe I（λ4271），红外特征变得明显诊断。光度通过Sr II（λ4077）/Fe I（λ4046）的比率，紫CN线的增强以及Ca II H和K线的“翼”变宽来判断。G型恒星在特征上从中型F型到中型K型形成连续过渡，形成了一个庞大但连贯的“太阳型”恒星群；金属丰度的增加与行星系统的更高频率相关，可能是由于金属丰度在原恒星周盘碎片化中的热和磁效应。 | alpha Aurigae (G5III) iota Persei (G0V) tau Cetii (G8V) epsilon Geminorum (G8Ib) |
| K | 中性金属线增强，Balmer氢线减弱，延续了G型恒星的趋势；CH分子的G带在K2达到峰值，然后减弱。光度通过Ca II H和K线的变宽，λ4770附近的MgH和TiO线以及Sr II/Fe I的比率来判断。红外特征超过一微米（> λ10000）成为光谱分类的更可靠基础，特别是使用一氧化碳（CO）的分子带。K型矮星的光度不到太阳的一半；大多数肉眼可见的例子是巨星或超巨星。 | epsilon Pegasi (K2Ib) alpha Bootis (K1III) gamma Draconis (K5III) |
| M | 许多中性金属和双原子分子的强线占主导地位；在后期子类型中，背景连续谱完全消失在分子吸收特征下，这也导致金属吸收线强度降低。光谱分类基于氧化钛（TiO）带，特别是TiO（λ4955）和MgH（λ4780）。光度通过Ca I（λ4226）线的减弱和λ4900以上的TiO带来判断。M型恒星通常由于非常大的色球耀斑而显示氢发射。 | alpha Orionis (M1Ia) mu Ursae Majoris (M0III) alpha Herculis (M5Ib) |
绝对星等与温度。 绝对星等是恒星如果放置在距离地球10秒差距（32.6光年）的标准距离处时的视星等。恒星的视星等与其绝对星等不同，因为恒星距离地球比这个标准距离更近或更远。然而，这意味着视星等和绝对星等之间的差异可用于计算恒星的近似距离，在恒星距离太远而无法通过天体测量视差测量的情况下。下表总结了当前对按光谱类型和光度等级分类的恒星平均绝对星等的最佳估计。
| 光谱 类型 |
V类 温度 （开尔文） |
光度等级 | ||||||||
| V | IV | IIIb | III/IIIab | IIIa | II | Ib | Iab | Ia | ||
| O1 | ||||||||||
| O2 | -5.6 | -6.8 | ||||||||
| O3 | 44850 | -5.6 | -6.0 | -6.8 | ||||||
| O4 | 42860 | -5.5 | -6.4 | -7.0 | ||||||
| O5 | 40860 | -5.5 | -6.4 | -7.0 | ||||||
| O6 | 38870 | -5.3 | -5.6 | -6.3 | -7.0 | |||||
| O7 | 36870 | -4.8 | -5.6 | -5.9 | -6.3 | -7.0 | ||||
| O8 | 34880 | -4.4 | -5.6 | -5.9 | -6.2 | -6.5 | -7.0 | |||
| O9 | 32880 | -4.3 | -5.0 | -5.6 | -5.9 | -6.2 | -6.5 | -7.0 | ||
| B0 | 29000 | -4.1 | -4.6 | -5.0 | -5.6 | -5.8 | -7.0 | |||
| B1 | 24500 | -3.5 | -3.9 | -4.4 | -5.1 | -5.7 | -7.0 | |||
| B2 | 19500 | -2.5 | -3.0 | -3.6 | -4.4 | -5.7 | -7.0 | |||
| B3 | 16500 | -1.7 | -2.3 | -2.9 | -3.9 | -5.7 | -7.0 | |||
| B4 | -1.4 | -2.0 | -2.6 | -3.9 | -5.7 | -7.0 | ||||
| B5 | 15000 | -1.1 | -1.6 | -2.2 | -3.7 | -5.7 | -7.0 | |||
| B6 | -0.9 | -1.3 | -1.9 | -3.7 | -5.7 | -7.1 | ||||
| B7 | 13000 | -0.4 | -1.3 | -1.6 | -3.6 | -5.6 | -7.1 | |||
| B8 | 11500 | 0.0 | -1.0 | -1.4 | -3.4 | -5.6 | -7.1 | |||
| B9 | 10700 | 0.7 | -0.5 | -0.8 | -3.1 | -5.5 | -7.1 | |||
| A0 | 9800 | 1.4 | 0.3 | -0.8 | -2.8 | -5.2 | -7.1 | |||
| A1 | 9500 | 1.6 | 0.3 | -0.4 | -2.6 | -5.1 | -7.3 | |||
| A2 | 8900 | 1.9 | 0.5 | -0.2 | -2.4 | -5.0 | -7.5 | |||
| A3 | 8520 | 2.0 | 0.7 | 0.0 | -2.3 | -4.8 | -7.6 | |||
| A4 | 2.05 | 0.95 | 0.15 | -2.2 | -4.8 | -7.65 | ||||
| A5 | 8150 | 2.1 | 1.2 | 0.3 | -2.1 | -4.8 | -7.7 | |||
| A6 | 2.2 | 1.35 | 0.4 | -2.05 | -4.8 | -7.75 | ||||
| A7 | 7830 | 2.3 | 1.5 | 0.5 | -2.0 | -4.8 | -8.0 | |||
| A8 | 2.4 | 1.55 | 0.55 | -2.0 | -4.8 | -8.15 | ||||
| A9 | 7380 | 2.5 | 1.6 | 0.6 | -2.0 | -4.8 | -8.3 | |||
| F0 | 7250 | 2.6 | 1.7 | 0.6 | -2.0 | -4.7 | -8.5 | |||
| F1 | 7120 | 2.8 | 1.8 | 0.6 | -2.0 | -4.7 | -8.5 | |||
| F2 | 7000 | 3.0 | 1.9 | 0.6 | -2.0 | -4.6 | -8.4 | |||
| F3 | 6750 | 3.1 | 1.9 | 0.6 | -2.0 | -4.6 | -8.3 | |||
| F4 | 3.3 | 2.0 | 0.7 | -2.0 | -4.6 | -8.3 | ||||
| F5 | 6550 | 3.4 | 2.1 | 0.7 | -2.0 | -4.4 | -8.2 | |||
| F6 | 3.7 | 2.2 | 0.7 | -2.0 | -4.4 | -8.1 | ||||
| F7 | 6250 | 3.8 | 2.3 | 0.6 | -2.0 | -4.4 | -8.1 | |||
| F8 | 6170 | 4.0 | 2.4 | 0.6 | -2.0 | -4.3 | -8.0 | |||
| F9 | 6010 | 4.2 | 2.6 | 0.6 | -2.0 | -4.2 | -8.0 | |||
| G0 | 5900 | 4.4 | 2.8 | 0.6 | -2.0 | -4.1 | -8.0 | |||
| G1 | 5800 | 4.5 | 2.9 | 0.5 | -2.0 | -4.1 | -8.0 | |||
| G2 | 5750 | 4.7 | 3.0 | 0.4 | -2.0 | -4.0 | -8.0 | |||
| G3 | 4.9 | 3.0 | 0.4 | -1.9 | -4.0 | -8.0 | ||||
| G4 | 5.0 | 3.1 | 0.4 | -1.9 | -3.9 | -8.0 | ||||
| G5 | 5580 | 5.2 | 3.2 | 0.4 | -1.9 | -3.9 | -8.0 | |||
| G6 | 5.3 | 3.2 | 0.4 | -1.9 | -3.8 | -8.0 | ||||
| G7 | 5.5 | 3.2 | 0.3 | -1.9 | -3.8 | -8.0 | ||||
| G8 | 5430 | 5.6 | 3.2 | 0.8 | 0.3 | -0.4 | -1.9 | -3.7 | -8.0 | |
| G9 | 5350 | 5.7 | 3.2 | 0.8 | 0.25 | -0.4 | -2.0 | -3.7 | -8.0 | |
| K0 | 5280 | 5.9 | 3.2 | 0.7 | 0.2 | -0.5 | -2.0 | -3.6 | -8.0 | |
| K1 | 5110 | 6.1 | 0.6 | 0.1 | -0.6 | -2.1 | -3.6 | -8.0 | ||
| K2 | 4940 | 6.3 | 0.6 | 0.1 | -0.7 | -2.1 | -3.6 | -8.0 | ||
| K3 | 4700 | 6.9 | 0.4 | -0.1 | -0.8 | -2.2 | -3.6 | -8.0 | ||
| K4 | 7.4 | 0.3 | -0.2 | -1.0 | -2.3 | -3.7 | -8.0 | |||
| K5 | 4400 | 8.0 | 0.1 | -0.4 | -1.1 | -2.5 | -3.8 | -8.0 | ||
| K6 | 8.2 | 0.05 | -0.45 | -1.15 | -2.5 | -3.8 | -7.85 | |||
| K7 | 4130 | 8.5 | 0.0 | -0.5 | -1.2 | -2.5 | -3.8 | -7.7 | ||
| K8 | 8.7 | -0.07 | -0.57 | -1.23 | -2.53 | -3.83 | -7.6 | |||
| K9 | 9.0 | -0.14 | -0.64 | -1.26 | -2.56 | -3.86 | -7.45 | |||
| M0 | 3760 | 9.2 | -0.2 | -0.7 | -1.3 | -2.6 | -3.9 | -7.3 | ||
| M1 | 3625 | 9.7 | -0.3 | -0.8 | -1.5 | -2.7 | -4.1 | -7.3 | ||
| M2 | 3490 | 10.6 | -0.6 | -1.1 | -1.7 | -2.9 | -4.2 | -7.0 | ||
| M3 | 3355 | 11.6 | -0.8 | -1.3 | -1.9 | |||||
| M4 | 3220 | 12.9 | -1.1 | -1.6 | -2.2 | |||||
| M5 | 3085 | 14.5 | ||||||||
| M6 | 2950 | 16.1 | ||||||||
| M7 | 2815 | |||||||||
| M8 | 2680 | |||||||||
| M9 | 2545 | |||||||||
来源：Gray & Corbally，恒星光谱分类，附录B，插值星等值。 | ||||||||||
扩展分类。 原始MK系统中添加了许多新类别，既包括基本类别，也包括现有类别的细分或修订。
W–：沃尔夫-拉叶星
这些是演化的、非常热（>25000 K）且最初质量非常大（20到100M⊙）的O型恒星，它们通过极强的恒星风失去了质量。这些恒星以“剥洋葱”的方式（Conti情景）首先暴露氢聚变的氮产物，然后是氦聚变的碳和氧产物。该类型最早由查尔斯·沃尔夫（Charles Wolf）和乔治·拉叶（Georges Rayet）于1867年发现，他们在天鹅座中发现了三颗具有几条宽发射线的恒星。1883年，沃格尔（Vogel）注意到其中一条带的位移，随后在哈佛分类中用于区分氮离子（WN）或碳离子（WC）过量的WR恒星。与MK系统中的其他类别不同，WR光谱是由星周风而不是稳定的光球层发射的，并且受风的深度和运动的强烈影响。这导致了多种分类方案的出现，尤其是WN对象的分类尚未完全确定。目前，最常用的分类基于电离氮、碳和氧的线强度比。
• WN3到WN4.5：电离氮（N III）完全缺失或非常弱。
• WN5到WN6：电离氮（N III）存在，N V缺失或较弱。
• WN7到WN8：电离氮（N III）存在，中性氦（He I）存在。
• WC4到WC9：基于C IV/C III和C III/O V的发射强度比进行分类。
• WO1到WO4：基于C IV和（作为次要标准）O VI/O V和O VI/C IV的发射强度比的发射线全宽半高分布进行分类。
C：碳星
这些恒星具有晚G、K和M巨星的特征温度和光度，但由于光球层中碳相对于氧的丰度较高而与它们不同。许多碳星涉及双星系统，其中质量转移可能在它们的演化中起作用。光谱显示出强烈的CH、CN、C2分子带，在较冷的恒星中还有SiC2和C3；几乎所有的氧都以CO（一氧化碳）的形式结合，因此几乎没有剩余的氧形成其他金属氧化物如TiO。大多数已知的可见光谱中的例子是巨星，因为几乎所有的光度都在红外波段，而在近紫外波段几乎完全缺乏。它们形成了塞奇的IV型恒星，其中Y Canum Venaticorum是他的主要例子；许多是长周期变星。碳星最初在哈佛系统中被分类为R型或N型，取决于~500 nm以下的通量量。
• C-R：温度范围匹配G4到M2（巨星中5350到3655 K）的“温暖”碳星，在蓝紫波段（低于420 nm）有显著通量：S Camelopardalis。
• C-N：温度范围匹配G7到M8（巨星中5030到2940 K）的“冷”碳星，但强烈集中在3900 K左右，几乎在440 nm以下没有通量：R Leporis。
• C-J：温度介于C-R和C-N之间的碳星，具有高丰度的碳同位素13C，通常被富含氧的尘埃壳包围：Y Canum Venaticorum。
• C-H：具有增强的s-过程元素（锶、钇、钡、锆、锝、镧）的碳星，以前与Population II（银河晕）恒星相关：TT CVn。
• C-Hd：由于氢（CH，Balmer线）的带弱或完全缺失，CN和C2线比正常更强的碳星：R Coronae Borealis。
S：锆巨星
这些是与晚M巨星相关的恒星，其光谱中显示出氧化锆（ZrO）的吸收带，似乎形成了M巨星和碳星之间的桥梁，序列为
M → MS → S → SC → C
其中碳与氧的C/O比率在序列中从S1的< 0.95到SC1的1.0，再到SC10恒星的>1.1。
D：简并星（白矮星）
白矮星是恒星坍缩的核心，它失去了其原始质量的很大一部分（约20%），作为行星状星云或超新星爆炸的喷射物质，这是恒星演化的最后阶段。白矮星不再是恒星，因为它们不再维持核聚变，并且由于缺乏这种内部热源支持，恒星已经引力坍缩到非常小的半径。白矮星以简并核心的残余热量发光，坍缩时温度可能远高于100,000 K，并在数十亿年内冷却。D类进一步分为指示光球层元素组成的光谱类型。
• DA：仅显示强Balmer系列氢吸收线；不存在氦或金属。
• DB：仅显示强He I（中性氦）吸收线；不存在氢或金属。
• DC：连续（黑体）光谱，在任何电磁波段中没有超过5%的吸收线。
• DO：强He II（电离氦）线，存在分子氢或氦。
• DQ：在任何电磁波段中存在碳吸收线，无论是原子还是分子。
• DZ：在氢和氦线都不存在的情况下存在金属（比氦重的元素）吸收线。
附加到上述名称的符号
– P：具有可检测极化的磁白矮星。
– H：没有极化的磁白矮星。
– X：特殊或无法分类的光谱。
– E：存在发射线（任何元素）。
– ?, :：不确定的分类。
– V：光度可变。
– d：星周尘埃。
– C I, C II, O I, O II在括号内添加以指示DQ对象中这些元素的存在。
当前的做法是附加白矮星温度和表面重力的数值指示符，用下划线“_”分隔。温度表示为有效表面温度除以50400并四舍五入到小数点后一位，例如DA.9 = 56000 K和DB1.2 = 42000 K。重力通过主导光谱线的宽度评估，log值范围为7到9。
L：高温褐矮星
这些恒星形成了M矮星和冷T矮星之间的中间类别。它们接近恒星质量，但未达到启动氢聚变所需的质量和半径，可能燃烧氘（H2）代替。光谱在红外波段（> 1000 nm = > 1 微米）进行评估，并显示出TiO线的减弱以及金属氢化物（CaH，CrH和FeH）、碱金属（Na I，K I，Cs I）和水（H2O）的特征分子线的出现。冷却序列
M → L → T → Y
是一个将M型和褐矮星类别统一起来的演化序列。
• L0到L9：类型内温度递减。
T：低温褐矮星
这些是引力加热的天体，形成了L褐矮星和木星等气态巨行星之间的中间类别。光谱的特征是存在水（H2O）和氨（CH4），缺乏氢化物，以及在红外波段中陡峭的黑体斜率，这是由于K I双线的展宽，表明表面温度非常低。
• T0到T8：类型内温度递减。
Y：气态巨行星
这些是引力收缩的天体，质量低于核心简并发生的质量，约为2到5个木星质量或~0.0012M⊙。目前对这些天体的光谱调查还不够大，无法支持光谱分类方案。
特殊代码。 恒星光谱可以显示出多种特征，这些特征不是由质量、有效温度或半径引起的，或者是不寻常或难以解释的。这些特征通过特殊代码表示，包括下面列出的代码。
| 代码 | 解释 |
| 模糊特征 | |
| : | 混合和/或不确定的光谱值 |
| ... | 存在未描述的光谱异常 |
| ! | 特殊异常 |
| comp | 复合光谱 |
| p | 未指定的异常，特殊恒星 |
| pq | 类似于新星光谱的特殊光谱 |
| 发射特征 | |
| e | 存在发射线 |
| [e] | 存在“禁戒”（近真空密度）发射线 |
| er | 发射线中心比边缘弱 |
| ep | 具有异常的发射线 |
| eq | 具有P Cygni轮廓的发射线 |
| ev | 显示可变性的光谱发射 |
| f | N III和He II发射 |
| f* | N IV λ4058Å比NIII λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å线更强 |
| f+ | Si IV λ4089Å & λ4116Å除了N III线外还有发射 |
| (f) | 弱的He发射线 |
| ((f)) | 显示强He II吸收并伴有弱N III发射 |
| 吸收特征 | |
| He wk | 弱He线 |
| k | 光谱中具有星际气体或尘埃的吸收特征 |
| m | 增强的金属特征 |
| n | 由于快速旋转导致的宽（“模糊”）吸收 |
| nn | 由于快速旋转导致的非常宽的吸收特征 |
| neb | 源自星云的发射/吸收元素 |
| q | 存在红移和蓝移线 |
| s | 窄“尖锐”吸收线 |
| ss | 非常窄的线 |
| sh | 壳星特征 |
| v | 可变光谱特征（也写为“var”） |
| w | 弱线（也写为“wl”和“wk”） |
| d Del | A型和F型巨星，具有弱钙H和K线，如原型Delta Delphini |
| d Sct | A型和F型恒星，光谱类似于短周期变星Delta Scuti |
| ... 如果光谱显示增强或显著的线，则用元素符号表示： | |
| Ba | 钡 |
| Ca | 钙 |
| Cr | 铬 |
| Eu | 铕 |
| He | 氦 |
| Hg | 汞 |
| Mn | 锰 |
| Si | 硅 |
| Sr | 锶 |
| Tc | 锝 |
最后修订于2013年11月26日 • ©2013 Bruce MacEvoy