标题：恒星光谱分类
建立一个光谱分类系统
通常包括三个步骤﹕选择判据﹐即用来区分不同光谱所依据的光谱特征﹐如谱线的相对强度﹔按照这些判据将足够多的光谱排队﹐获得标准光谱型序列﹔利用恒星的物理特征为光谱型定标﹐即建立光谱型和物理参量(如温度﹑光度等)之间的对应关系。光谱分类又可定义为通过恒星光谱特征的比较，对恒星物理特性进行直接估计。如果一颗星的光谱能排到光谱型序列中去﹐它的一般物理特性就能立即推知而不必对其光谱作详细测量。
光谱分类之西奇分类
在1860至1870年间，安吉洛·西奇神父为了分辨观察到的恒星光谱，创造了早期的光谱分类法。在1868年，他已经将光谱分为四类：
第一类：白色和蓝色的恒星，光谱有厚重的氢线和金属线。（现在的A类） 
第二类：黄色星 － 氢的强度减弱，但是金属线更为明显。（现在的G和K类） 
第三类：有宽阔谱线的橘色星。（现在的M类） 
第四类：有明显碳带的红色星和碳星。 
在1878年，他增加了第五类：
第五类：发射谱线的恒星（f.ex. Be、Bf等） 
这种分类法在19世纪的90年代末期由哈佛分类法取代。
光谱分类之哈佛系统
  哈佛系统光谱型系统判别是美国哈佛大学天文台于十九世纪末提出的。这个系统的判据是光谱中的某些特征谱线和谱带﹐以及这些谱线和谱带的相对强度﹐同时也考虑连续谱的能量分布。本系统的光谱型用拉丁字母表示﹐组成如右图的序列。
各型之间是逐渐过渡的﹐每型又分为十个次型﹐用阿拉伯数字表示﹕O0﹐…﹐O9﹔B0﹐…﹐B9﹔…。这一序列由左到右﹐对应于温度的下降。最热的O型星温度约40﹐000K﹐最冷的M型星约3﹐000K。序列右端的S﹑R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因﹐常把O﹑B﹑A型叫作早型﹐K﹑M型叫作晚型﹐F﹑G型叫作中型。星的颜色和在普通蓝紫波段的主要光谱特征如下﹕ 
O型﹕蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦﹑中性氦和氢线﹔二次电离碳﹑氮﹑氧线较弱。如猎户座ι(中名伐三)。 
B型﹕蓝白色。氢线强﹐中性氦线明显﹐无电离氦线﹐但有电离碳﹑氮﹑氧和二次电离硅线。如大熊座η(中名摇光)。 
A型﹕白色。氢线极强﹐氦线消失﹐出现电离镁和电离钙线。如天琴座α(中名织女一)。 
F型﹕黄白色。氢线强﹐但比A型弱。电离钙线大大增强变宽﹐出现许多金属线。如仙后座β(中名王良一)。 
G型﹕黄色。氢线变弱﹐金属线增强﹐电离钙线很强很宽。如太阳﹑天龙座β(中名天棓三)。 
K型﹕橙色。氢线弱﹐金属线比G型中强得多。如金牛座α(中名毕宿五)。 
M型﹕红色。氧化钛分子带最突出﹐金属线仍强﹐氢线很弱。如猎户座α(中名参宿四)。 
R和N型﹕橙到红色。光谱同K和M型相似﹐但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星﹐记为C。如双鱼座19号星。 
S型﹕红色。光谱同M型相似﹐但增加了强的氧化锆分子带﹐常有氢发射线。如双子座R。 
哈佛大学天文台于1918～1924年发表的《亨利·德雷伯星表》(HD星表)载有二十余万颗星的光谱型，其中99%的星属于B～M型,O、R、N、S型很少。
还有少数光谱不能归入上述序列,分别记为：
P──行星状星云,W──沃尔夫－拉叶星。新星光谱曾记为 Q，但现在已不使用。
到七十年代初，全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右，大部分是按物端棱镜光谱进行分类的。哈佛系统是以温度为主要参量的一元分类。
其他物理因素引起的光谱特殊性,一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为:
e──有发射线,n──谱线很模糊,s──谱线很锐,c──谱线特别窄而深,k──有明显的星际钙线。
光谱分类之威尔逊山系统
二十世纪二十年代美国威尔逊山天文台根据有缝摄谱仪拍的光谱建立的以温度和光度(或绝对星等)为参量的二元分类系统。按光度分类的物理依据是压力效应﹐因为物质的电离状态除决定于温度外﹐还与压力有关。光度高的巨星大气中气体压力较低﹐物质的电离比在温度相同的光度低的矮星大气中容易﹐因而会在光谱中表现出来。在这一系统中﹐光度判据选用一些对光度敏感的谱线对的相对强度。
绝对星等的光度级用小写拉丁字母表示﹕
c表示超巨星﹐g表示巨星﹐d表示矮星﹐加在哈佛系统的光谱型符号之前。例如太阳的光谱型为dG2。光度级的这种表示法多见于早期文献﹐目前已很少采用。
光谱分类之摩根－基南系统(MK系统)
这是目前最通用的恒星分类法，依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径和亮度皆与太阳比较)，但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类，将恒星的光谱分成七大类，每类再细分为十小类。但目前最热的星为O5，最暗的星为M5，即O型只有五小类，M型只有六小类，总计为61小类。
各类型的特性如下：
  赫罗图O：温度高于25,000K，有游离的氦光谱，氢的谱线不明显，在紫外线区的连续光谱强烈。多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去两个电子，硅失去三个电子。 
B：温度在11,000至25,000K之间，氦原子谱线呈现中性，硅则失去1或2个电子，氧和镁原子失去1个电子。如B0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。 
A：温度在7,500至11,000K之间，光谱以氢原子的谱线最强烈，硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。如A0已经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。 
F：温度在6,000至7,500K之间，有离子化的金属谱线，氢的谱线转趋微弱但仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如F0的钙离子线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。 
G：温度在5,000至6,000K之间，有游离的金属、钙谱线及部份的金属谱线，氢原子的谱线更为微弱，分子谱线(CH)已经出现。如G0谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(G带)的吸收线很强。 
K：温度在3,500至5,000K之间，主要为金属谱线。如K0在蓝色的连续区强度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(CH、CN)依然存在。 
M：温度低于3,500K，有金属、分子及氧化物的谱线，氧化锑(TiO)的谱线成为最主要的谱线。如M0已有很强的分子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱；M5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。 
此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，所以还有R、S、N三种在巨星分支上才会用的分类；还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中，也会另外加上注解用的字母作为区别。光谱的排序哈佛光谱分类法在制定之初，参考了太阳光谱的命名方法，以氢原子光谱为依据，依照强弱以字母A、B、C、D的顺序来标示，A型就是氢谱线最强烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此类推。而我们知道氢的谱线只在特定的温度范围内才会明显，温度太高或太低谱线都会减弱，所以当摩根与肯那使用温度来排列时，字母就不再能依序排列了；同时也参考其他原子的谱线，合并与删除了一些重复的类型，将哈佛分类原来的16种分类改成为今日我们所看见的型态。摩根-肯那光谱在天文学上使用的非常广泛，为便于学生记忆，发展出了许多记忆用的口诀，其中最为人熟知的便是这一句：Oh! Be A Fine Girl Kiss Me，讽刺的是天文学家几乎都是男性，但制定哈佛光谱分类法的却是一群女天文学家。
摩根-肯那光谱分类的记忆口诀还有如下所列的一些：
Oh By A Fine Glass Kill Me. 
Oh Be A Fine Guy/Gal Kiss Me. 
Oh Begone, A Friend's Gonna Kiss Me. 
Only Boys Accepting Feminism Get Kiss Meaningfully. 
这些还都是传统的记忆口诀，在网络上还可以找到各种不同场合（包括政治）的口诀。
O、 B、和A型有时被称为早期形光谱 ，K和M称为晚期型光谱，这与观测无关，是依据20世纪初期的理论而来的，当时认为恒星诞生时是高温的早期型，然后温度逐渐下降成为低温的晚期型。现在知道这种说法是完全错误的。
光谱分类之约克光谱分类
约克光谱分类也称为MKK系统，因为最早是在1943年由约克天文台的威廉·威尔逊·摩根、 Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同制定出来的。 这套分类法建立在光谱线对恒星表面重力的灵敏度上，与光度有关，也正好与根据表面温度来分类的哈佛分类法相辅相成。 由于巨星的半径远比矮星为大，因此在质量相差不大的情况下，两者表面的重力、气体密度和压力，巨星都会比矮星要低。 这些差异在恒星上以光度的强弱表现出来，造成谱线被测量到的宽度和强度有所不同。在表面密度越高与重力越强的恒星上，因压力产生的谱线变宽效应也就越明显。
不同的光度分类的特征如下：
0 ：超超巨星 (稍后才新增的); 
I ：超巨星
Ia ：非常明亮的超巨星; 
Iab 
Ib ：不很亮的超巨星; 
II ：亮巨星
IIa 
IIab 
IIb 
III：普通的巨星
IIIa 
IIIab 
IIIb 
IV ：次巨星，也称为亚巨星; 
IVa 
IVab 
IVb 
V ：主序星，也称为矮星; 
Va 
Vab 
Vb 
VI ：次矮星，也称为亚矮星，但此类恒星的数量不多，故不常用到。 
VII ：白矮星，(稍后才新增的，但不常用) 
少数的情况下会分在两类之间，例如Ia-0，表示是非常明亮的超巨星，但已经非常接近超超巨星。
因为描述的都是恒星表现在外的光度，所以常被称为MKK光度分类法。
太阳在光谱分类上是G2V，这是结合了摩根-肯纳(G2)与约克(V)两种分类一起标示的。但实际上，太阳不是一颗黄色的星，而是个色温5870K的黑体，这是白色而且没有黄色踪影的，有时也作为白色的标准定义。
光谱分类之UBV 系统
UBV 系统也称为约翰逊系统，这是在恒星的 光度测量上才会使用到的分类。依据恒星在紫外线(U)、蓝色(B)与目视(V)三种不同波长上的光度，对恒星进行UBV的光度测量来分类。这种分类法是美国天文学家哈洛德·约翰逊 (Harold Lester Johnson)和威廉·威尔逊·摩根( William Wilson Morgan)在1950年代提出的，当初选择在可见光范围最末端的蓝色光是因为这是天文摄影也能观察到的颜色。
在实际的运用上，天文学家会比较U、B、V三种颜色之间的光度差，称为色指数，用以比较不同恒星间的差异。