的分类光谱类型

大多数恒星被分为少数几种光谱类型。的亨利·德雷柏目录和Bright Star目录列出从最热到最冷的恒星的光谱类型(看到恒星分类)．这些类型是按照温度降低的顺序用字母O, B, A, F, G，K这一类群由R型和n型星(今天常被称为m型星)补充碳c型星)和s型星。R型、N型和s型恒星在化学成分上与其他恒星不同;而且，它们都是巨星或超巨星。随着人类发现棕矮星-像恒星一样形成但不发光的物体热核聚变恒星分类系统已经扩展到包括光谱类型L, T和Y

从O到M的光谱序列代表了本质上相同化学物质的恒星作文但是有不同的温度和大气压。这个简单的解释是由印度天体物理学家在20世纪20年代提出的Meghnad N. Saha，为后来所有对恒星光谱的解释提供了物理基础。光谱序列也是颜色序列:O型和b型恒星本质上是最蓝和最热的;的米-型、R型、N型和s型恒星是最红、最冷的。

在M型冷恒星的情况下，光谱表明存在熟悉的金属，包括铁，钙，镁，以及钛氧化分子(TiO)，特别是在光谱的红色和绿色部分。在更热的地方k星时，TiO特征消失，光谱显示出丰富的金属谱线。一些特别稳定的分子片段，如氰(CN)和羟基自由基(OH)坚持在这些恒星中，甚至在g字明星比如太阳。g型恒星的光谱主要由金属，尤其是铁的特征谱线主导，钙，钠、镁和钛。

钙的行为说明了现象热电离．在低温下会形成钙原子保留其所有电子，并辐射中性或正常原子的光谱特征;在较高的温度下，原子与电子之间的碰撞和吸收辐射两者都倾向于分离电子并产生单电离的钙原子。同时，这些离子可以与电子重新结合，产生中性的钙原子。在高温或低电子压下，或两者兼有时，大多数原子被电离。在低温和高密度条件下平衡倾向于中立状态。离子和中性原子的浓度可以从温度、温度和温度来计算密度，以及电离势(即能源需要从原子中分离一个电子)。

因此，在4227 Å处中性钙的吸收线在压力高、温度低的冷m型矮星中很强。然而，在较热的g型恒星中，3968和3933 Å处的电离钙谱线(与g型恒星相比)H和K线)变得比光谱中的其他特征强得多。

在星星的光谱中F型，中性原子的谱线相对于电离原子的谱线较弱。氢线更强，实现它们的最大强度a类型的恒星，其中表面温度约为9,000 K。此后，随着氢的电离，这些吸收线逐渐消失。

热b型星，例如猎户座ε的特征是氦和单电离的氧气，氮,霓虹灯．在非常热的o型恒星中，电离氦线出现。其他突出的特征包括双电离的氮、氧、碳和三电离的线硅，所有这些都需要更多的能源来生产。

在更现代的光谱分类系统中，称为可系统(以美国天文学家命名威廉·w·摩根而且是菲利普·c·基南提出的)，光度类别是与德雷柏光谱类型一起分配给恒星的。例如，星星α英仙座被归类为F5 Ib，这意味着它大约落在F型(即F0)和G型(即G0)的开始之间。Ib后缀这意味着它是一个中等亮度的超巨星。这颗恒星仙王座π被归类为G2 III，是一颗落在G0和K0之间，但更接近G0的巨星。的太阳,一个矮星G2型，被归类为G2 V型。光度II级的恒星落在巨星和超巨星之间;IV级的被称为亚巨星。