傍晚抬头，最先亮的往往是偏白的星，猎户座肩上的参宿四却明显发红。于是很多人记住一条经验：蓝的比红的烫。方向没错，但把它当成分类依据马上会出错——天狼星看上去白得刺眼，表面温度其实不到太阳的两倍；另一些肉眼看发白的星，是冷星被尘埃染红了。
OBAFGKM 是一维温度序列，O 型约 3 万 K 以上，M 型约 3000 K，太阳是 G2 型、有效温度 5772 K。分类依据不是颜色，而是谱线强度比；颜色只是温度的间接指示，会被星际尘埃和暗光下的视觉带偏。
光谱分类的原始工作，是把几十万条光谱排成一列
19 世纪末，哈佛天文台开始给恒星光谱建档。做法很朴素：把星光散成彩虹，看里面缺了哪些颜色。缺口就是吸收线，由大气里特定元素的特定能级造成。
安妮·江普·坎农（Annie Jump Cannon）在这堆光谱里排出了次序，从高温的 O 型排到低温的 M 型。字母并不连续，中间几个早期类别后来被合并，顺序沿用至今。
决定谱线强弱的，是原子此刻处在哪个状态
谱线强弱首先不取决于元素含量。同样多的氢，在不同温度下给出的巴耳末线强度可以差几十倍。
两个统计规律在管这件事：玻尔兹曼公式决定电子在能级上怎么分布，萨哈方程决定有多少原子被电离。温度升高，先激发、后电离，两条曲线一升一降。
氢的巴耳末线要求电子处在第二能级。温度太低，氢都待在基态；温度太高，氢被剥成质子。两头都不行，中间约 1 万 K 时第二能级的氢原子最多。所以氢线最强的不是最热的 O 型，而是 A 型。
光谱型只给一个维度，光度级是后来加上的
同样标着 G2 的星，可以是主序星，也可以是已经膨胀的巨星，光度差上百倍。
1943 年，摩根、基南与凯尔曼加了第二维——光度级，用罗马数字标记，从 I 超巨星到 V 主序星。太阳的完整标签因此是 G2V。
颜色是温度的影子，但会被两件事改写
一是星际尘埃。尘埃颗粒的尺度接近蓝光波长，散射时优先拿走蓝光，剩下的偏红。一颗远处的高温星，经过足够多的尘埃后可以看起来像低温星。
二是人眼。暗弱星光落在视网膜的杆状细胞上，而杆细胞几乎不分辨颜色，望远镜里的小星点常常一律发白。
专业分类因此不靠眼睛，靠分光。颜色指数只能当粗略指标，必须先做红化改正。
| 光谱型 | 有效温度范围 | 最显著的谱线特征 | 口径与来源 |
|---|---|---|---|
| O | 约 3 万–5 万 K | 氦 II 吸收线，连续谱偏蓝 | MK 系统，Morgan et al. 1943 及修订 |
| B | 约 1 万–3 万 K | 中性氦线最强 | 同上 |
| A | 约 7500–1 万 K | 氢巴耳末线最强 | 同上 |
| G | 约 5200–6000 K | 钙 II 线与大量金属线 | 同上 |
| K | 约 3700–5200 K | 金属线密集，氢线很弱 | 同上 |
| M | 约 2400–3700 K | 氧化钛分子带主导 | 同上 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
不是。光谱型只排温度。同样标 G2 的星，光度可以差好几倍，寿命也各不相同，不能靠这一项比高低。
因为温度太高，氢几乎全部电离，找不到中性氢原子吸收光子。谱线需要电子从第二能级起跳，O 型星缺的正是这一步。
大致可以，但必须先扣掉星际尘埃造成的红化。未经改正的颜色，可能把一颗热星误判成冷星，这一步不能省。
延伸阅读
- Morgan, W. W., Keenan, P. C. & Kellman, E. 1943, An Atlas of Stellar Spectra（MK 分类系统原始图谱）
- Gray, R. O. & Corbally, C. J. 2009, Stellar Spectral Classification, Princeton University Press
- IAU 2015 年决议 B3：太阳与行星的标称值（iau.org）