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根據其光譜特徵對恆星進行分類 来自维基百科，自由的百科全书
恒星光谱是天文学中根据光谱特征对恒星的分类。通过棱镜或衍射光栅将来自恒星的电磁辐射分裂成光谱。它通常呈现出的是像彩虹般的连续光谱，但会穿插著谱线。每条谱线标示出特定的化学元素或分子，谱线的强度指示该元素或分子的丰度。尽管在某些情况下存在着丰度的差异，但元素光谱线强度的不同，主要是随着光球的温度而变化。恒星的光谱分类示意简单的代码表示，主要是总结电离的状态，客观地给出测量的光球温度。
目前，大多数的恒星都使用摩根-肯纳分类法（MK）的系统，以字母O、B、A、F、G、K、和M，从最热的（O型）依序排列到最冷的（M型）。每个字母项下再用数字从0到9细分为10个次分类，其中0是最热的，9是最冷的；例如A8、A9、F0、和F1是从热到冷的顺序。这个序列已经扩展至其它恒星和类似恒星的天体，像是D 表示是白矮星，S和C是碳星。
在MK系统中，人们使用罗马数字将光度添加到光谱类型中。这是依据恒星光谱中某些吸收线的宽度，因为这些谱线会随着大气密度而变化，从而将恒星区分为巨星和矮星。光度分类的0或Ia+用于特超巨星，I用于 超巨星，II用于亮的巨星，III用于正常的巨星，IV用于 次巨星，V用于主序星，VI（或sd）用于次矮星，和VII（或D）用于白矮星。完整的太阳光谱类型是G2V，它表示是一颗表面温度5,800K的主序星。
对恒星颜色的描述，在传统上只考虑到恒星光谱的峰值。然而，实际上恒星在电磁频谱的所有部分都辐射出能谱。由于所有光谱组合的颜色是白色，因此人眼观察所看见的实际颜色，明显会比传统描述所暗示的颜色要淡得多。变淡的这一特性表明，简化光谱中的颜色分配，可能具有误导性。除去颜色对比的错觉，在昏暗的光度下，没有绿色、蓝绿色或紫罗兰色的恒星。红矮星是暗的深橙色，棕矮星实际上看起来并不是棕色，但是假设对附近的观测者来说，会显得是暗灰色。
现代分类系统被称为摩根-肯南（MK）分类。每一颗恒星都从旧的哈佛光谱分类加上一个如下所述表示光度的罗马数字，组成恒星的光谱类型。
现代的其它恒星分类系统，如基于色指数的UBV测光系统，使用三个或更多的颜色等级的差异来测量。这些数值被赋予的标签如"U−V"或"B−V"，它们表示两个标准滤波器传递的颜色间的差值（例如，U是紫外线，B是蓝光、V是黄光）。
哈佛系统是天文学家安妮·坎农的一维分类方案，她重新排序并简化了德雷珀以前的字母系统（见下一段）。恒星依据其光谱特征分组，以单一字母表示齐全组，并以数字再细分。主序星的表面温度从大约2,000到50,000K，而演化中的恒星表面温度可以超过100,000K。从物理上看，种种分类表示恒星大气的温度，通常是从最热到最冷来排列。
| 类型 | 有效温度[1][2] | 色度 （对应于织女星）[3][4][a] |
色度 （D65）[3][5][6][b] |
主序星质量[1][7] (太阳质量) |
主序星半径[1][7] (太阳半径) |
主序星光度[1][7] (全波段) |
氢线 | 总占比 主序星[8] |
演化结局 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | ≥ 30,000 K | 蓝色 | 蓝色 | ≥ 16 M☉ | ≥ 6.6 R☉ | ≥ 30,000 L☉ | 微弱 | ~0.00003% | 黑洞/中子星 |
| B | 10,000–30,000 K | 蓝白色 | 深蓝白色 | 2.1–16 M☉ | 1.8–6.6 R☉ | 25–30,000 L☉ | 中度 | 0.13% | 中子星/白矮星 |
| A | 7,500–10,000 K | 白色 | 蓝白色 | 1.4–2.1 M☉ | 1.4–1.8 R☉ | 5–25 L☉ | 强 | 0.6% | 白矮星 |
| F | 6,000–7,500 K | 黄白色 | 白色 | 1.04–1.4 M☉ | 1.15–1.4 R☉ | 1.5–5 L☉ | 中度 | 3% | 白矮星 |
| G | 5,200–6,000 K | 黄色 | 黄白色 | 0.8–1.04 M☉ | 0.96–1.15 R☉ | 0.6–1.5 L☉ | 微弱 | 7.6% | 白矮星 |
| K | 3,700–5,200 K | 淡橙色 | 灰黄或橙色 | 0.45–0.8 M☉ | 0.7–0.96 R☉ | 0.08–0.6 L☉ | 非常微弱 | 12.1% | 白矮星/氦白矮星 |
| M | 2,400–3,700 K | 橙红色 | 淡橙红色 | 0.08–0.45 M☉ | ≤ 0.7 R☉ | ≤ 0.08 L☉ | 非常微弱 | 76.45% | 氦白矮星 |
光谱类型从O到M，以及后续讨论其它更专业的类别，以阿拉伯数字（0-9）细分。其中0表示类型中最热的星，例如A0表示A型中最热的，A9表示A型中最冷的；也允许使用小数分级，例如矩尺座μ的分类为O9.7[9]。太阳被归类为G2[10]。
因袭在天文学中对颜色的传统描述，是相对于A型的平均颜色，而A型的颜色被认为是白色。如果试图在眼睛没有辅助，或使用双筒望远镜的情况下，描述黑暗天空下的星星，描述的颜色是观测者看见的颜色。然而，以没有辅助的眼睛观看夜空，除了最亮的恒星之外，大部分的恒星因为太暗，视觉上无法正常识别颜色，所以看起来都是白色或蓝白色。红超巨星的比同光谱类型的矮星（主序星）温度更低，颜色也更红；具有特定光谱特征的恒星（例如碳星）可能比任何黑体都红的多。
直到其发展后，哈佛大学并不完全了解其对恒星的分类是依据光球的温度（或者更明确的说是它的有效温度）的事实。而是到赫罗图首度被制定（1914年）之后，才完全理解。但这说法常被怀疑是否是真的[11]。在1920年代，印度物理学家梅格纳德·萨哈经由扩展众所周知的物理化学中关于分子电离到原子电离的思想，从而推导出电离理论。他首先应用在太阳的色球，然后应用于恒星光谱[12]。
哈佛的天文学家塞西莉亚·佩恩随后证明"O-B-A-F-G-K-M"的光谱序列实际上是温度序列[13]。由于分类的序列早于我们关于它是温度序列的认知，因此将光谱放置到指定的子分类（例如B3或A7）取决于（主要是主观）恒星光谱中吸收特征强度的估计。因此，这些子类型的间隔没有分为能以数学均匀表示的任何类型。
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耶基斯光谱分类称为MKK系统。它是在1943年由耶基斯天文台的威廉·威尔逊·摩根、菲利浦·蔡尔兹·基南和伊迪丝·凯尔曼共同制定和引入的恒星光谱分类[15]。这个二维（温度和光度）的分类法是基于谱线对恒星温度和表面重力的敏感度；这与光度有关，而"哈佛分类"只基于表面温度。后来，在1953年对标准星和分类标准的清单做了一些修订之后，这个分类法被命名为"摩根-基南分类"，或称为MK[16]，并且至今仍在使用中。
表面重力较高的致密星出现较大的压力致宽谱线。因为巨星的半径比质量相似的矮星大得多，因此巨星的表面重力和压力比矮星低得多。所以，频谱的差异可以解释为"光度效应"，光度的等级可以纯粹通过检查光谱来分类。
如下表所示，区分了许多不同的光度分类[17]：
| 光度类型 | 描述 | 例子 |
|---|---|---|
| 0 或 Ia+ | 特超巨星或非常明亮的超巨星 | 天鹅座OB2#12 – B3-4Ia+[18] |
| Ia | 明亮的超巨星 | 弧矢二（大犬座η）– B5Ia[19] |
| Iab | 中等大小、亮度的超巨星 | 天津一（天鹅座γ）– F8Iab[20] |
| Ib | 不很亮的超巨星 | 卷舌四（英仙座ζ）– B1Ib[21] |
| II | 亮巨星 | 厕二（天兔座β）– G0II[22] |
| III | 普通的巨星 | 大角星（牧夫座α）– K0III[23] |
| IV | 次巨星 | 策（仙后座γ）– B0.5IVpe[24] |
| V | 主序星 （矮星） | 水委一 （波江座α）B6Vep[21] |
| sd（前置字串）'或 VI | 次矮星 | HD 149382 – sdB5 '或 B5VI[25] |
| D (前置字串) 或 VII | 白矮星 [c] | 范马南星2 – DZ8 [26] |
允许临界的案例；例如，一颗恒星可以是超巨星也可以适量巨星，也可以介于次巨星和主序星的分类之间。
在这些情况下，使用两个特殊符号：
例如，分类为A3-4III/IV的恒星介于光谱类型 A3 和 A4 之间，,同时是巨星或次巨星。
次矮星类也已被使用：VI用于次矮星（恒星的亮度略低于主序星）。
名义上，光度等级还有VII（还有更高的数字），但因为主序星和巨星的温度字母不再适用于白矮星，现在已很少用在白矮星或"热次矮星"的分类。
有时，字母a和b也会用在超巨星以外的光度类型上；例如，一颗比典型恒星稍亮的巨星，其光度等级会标示为IIIb[27]。
在He II 波长为4686Å光谱线上具有强吸收性的极端V星（矮星）会被赋予Vz的符号；HD 93129 B就是一个例子.[28]。
我们的太阳在光谱分类上是G2V，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。
以小写字母形式表示的其它术语，可以依循光谱的类型来指示特殊光谱的特征[29]：
| 代码 | 恒星特殊光谱 |
|---|---|
| : | 不确定的光谱值[17] |
| ... | 存在未描述的特殊光谱 |
| ! | 特殊光谱 |
| comp | 复合光谱[30] |
| e | 存在发射谱线[30] |
| [e] | 存在"禁制"发射谱线 |
| er | 中心比边缘微弱的"反向"发射谱线 |
| eq | 天鹅座P模式的发射谱线 |
| f | N III和He II发射线[17] |
| f* | N IV λ4058Å 比N III λ4634Å、λ4640Å、λ4642Å强[31] |
| f+ | 除了N III的谱线之外，还有Si IV λ4089Å & λ4116Å的发现谱线[31] |
| (f) | N III发射谱线，缺乏或吸收微弱的He II谱线 |
| (f+) | [32] |
| ((f)) | 显示伴有弱NIII发射的强He II吸收[33] |
| ((f*)) | [32] |
| h | 带有氢发射谱线的沃夫–瑞叶星[34] |
| ha | 具有氢的吸收和发射谱线的沃夫–瑞叶星[34] |
| He wk | 弱氢线 |
| k | 具有星际吸收特征的光谱 |
| m | 增强的金属特征[30] |
| n | 由于旋转导致谱线变宽（"模糊"）[30] |
| nn | 非常宽的吸收特性[17] |
| neb | 混和著星云的光谱[30] |
| p | 未指明的特殊性，特殊恒星[d][30] |
| pq | 奇特的光谱，类似新兴的光谱 |
| q | 天鹅座P的模式 |
| s | 窄（"锐利"）的吸收谱线[30] |
| ss | 非常窄的谱线 |
| sh | 壳层星的特征[30] |
| var | 可变光谱特征[30] (有时缩写为"v") |
| wl | 弱谱线[30] (也可以表示为"w"或"wk") |
| 元素 符号 |
指定谱线异常强的元素[30] |
例如，天鹅座59的光谱类型为 B1.5Vnne[35]指示其具有一般分类 B1.5V 的频谱，以及非常宽的吸收线和某些发射线。
哈佛分类中，字母排列奇怪的原因是历史性的。它由早期的赛基分类演变而来，并且随着理解而逐渐修改。
在1860至1870年间，恒星光谱学的先驱安杰洛·塞基创建了"塞基分类"，以光谱对恒星进行分类。迄1866年，他发展出三类恒星光谱，如下表所示[36][37][38]。
在1890年代末期，这种分类开始被哈佛分类取代，本文的其余部分已经对此做了说明[39][40][41]。
| 类型代码 | 塞基分类的描述 |
|---|---|
| 塞基 I | 具有宽厚氢线的白色和蓝色恒星，像是织女星和牛郎星。这包含现在的A型和早期的F型恒星。 |
| 塞基 I （猎户座子型） |
塞基 I的子型，窄线取代宽厚的氢线，像是参宿七（猎户座β）和参宿五（猎户座γ）。在现代，这对应于早期的B型恒星。 |
| 塞基 II | 氢线不强，但有明显金属线的黄色恒星，像是太阳、大角星（牧夫座α）和五车二（御夫座α）。这包括现在的G型、K型和后期的F型恒星。 |
| 塞基 III | 橙色和具有复杂光谱波段的红色恒星，像是参宿四（猎户座α）和心宿二（天蝎座α）。 这对应于现代的M型。. |
| 塞基 IV | 在1868年，他发现了碳星，为此新增了一个类型[42]： 具有显著碳波段和谱线的红色恒星。对应于现代的C型和S型。 |
| 塞基 V | 在1877年，他加入了第五类[43]： 有发射线的恒星，像是策（仙后座γ）和渐台二（天琴座β）；相当于现在的Be星。在1891年，爱德华·查理斯·皮克林提出塞基 V应该对应于现在的O型（当时包括沃夫–瑞叶星）和行星状星云中的恒星[44] |
不要将塞基分类中的罗马数字与耶基斯分类中光度分类的数字和提议的中子星类型混淆。这三者的数字是完全不相关的。
在1880年代，天文学家爱德华·皮克林在哈佛大学天文台开始使用物端棱镜法，对恒星进行光谱巡天测量。这项工作的第一个成果是1890年出版的《恒星光谱的德雷珀目录》。威廉敏娜·弗莱明对目录中的大部分光谱进行分类，记录了10,000多颗有特殊类型的恒星，并发现了10颗新星和200多颗变星[47]。在特别是威廉敏娜·弗莱明的哈佛计算机的协助下，皮克林设计出亨利·德雷珀目录，以取代安杰洛·塞基的罗马数字方法[48]。
目录使用了一种方法，将以前塞基使用的数字（从I到V）使用从A到P的字母细分得更具体。此外，字母Q用于不适合任何类型的其它恒星[45][46]。弗莱明与皮克林合作，根据氢光谱的强度区分了17种不同的类型。这不仅依据波长的变化，也根据外观颜色的变化。在字母系统显示下，依循字母的顺序，光谱中氢的吸收逐渐减少。A型的光谱往往产生最强的氢吸收谱线，而O型的光谱几乎不产生可见的谱线。后来，这一分类系统被安妮·坎农和安东尼娅·莫里修改，产生哈佛光谱分类[47][49]。
在1897年，哈佛大学另一个计算组的安东妮亚·莫里将塞基分类I型的猎户子型在塞基I型其余子型之前，也就是将现在的（1901年）B型置于A型之前。她是第一位这样做的人，然而她没有使用字母系统的光谱类型，而是采用从I到XXII的22种数字类型[50][51]。由于这个罗马数字分组没有考虑光谱的其它变化，因此又分成三个群组以进一步显示差异性。从I到V，包括猎户型的恒星，在氢的吸收线中显示出强度越来越大。从VII到XI是塞基I型的恒星，氢的吸收强度开始下降。VI介于猎户型和塞基I的中间，而XIII至XVI包含塞基II型的恒星，具有氢吸收线减弱和太阳型金属线增加的光谱XVII至XX包含塞基III的恒星，有增加的光谱线。XXI包含塞基IV；II和XXII包括沃夫–瑞叶星。添加了附加小写字母的附加分类，以区分光谱中相对应线的外观。这些线的外观被定义为：a是宽度平均，b是朦胧，c是尖锐[52][53][54]。
安东妮亚·莫里在1897年出版了她自己的恒星分类目录，称为《用11吋德雷珀望远镜拍摄的亮星光谱，作为纪念亨利·德雷珀纪念一部分》；其中包括4,800张照片和莫里对681颗北天明亮恒星的分析。这在纪录上是女性第一次的观测站出版品[55]。
在1901年，安妮·坎农重新回归字母系统，但只保留了O、B、A、F、G、K、M和N，并以此顺序排列，而舍弃了其它的类别；并以P代表行星状星云，Q则包含一些有着特殊光谱的恒星。她还使用像是B5A表示介于A和B型中间的恒星，F2G表示介于F和G之间五分之一的恒星等等[56][57]。最后，在1912年，坎农将B、A、B5A、F2G等等改成B0、A0、B5、F2等等[58][59]。这基本上就是哈佛分类系统现在的形式。这个系统是通过分析照相干版上的光谱发展出来的，将来自恒星的光转化成可以读取的光谱[60]。
一个常见来用于记忆光谱从最热到最冷类型字母顺序的短句是："Oh, Be A Fine Guy/Girl: Kiss Me!" [61]。
一些人使用威尔逊山系统的光度分类来区分不同光度的恒星[62][63][64]。这种系统的表示法在现代的光谱上仍然可以看到[65]。
| 类别 | 意义 |
|---|---|
| sd | 次矮星 |
| d | 矮星 |
| sg | 次巨星 |
| g | 巨星 |
| c | 超巨星 |
恒星分类系统在分类学中类似生物学中的物种分类，而类型由每个类别的子类别的一个或多个标准星定义，并具有区分要素和关联描述[66]。
恒星通常被称为"早期"或"晚期"类型。而"早"是"热"的同义词，"晚"是"冷"的同义词。
根据上下文，"早"和"晚"是绝对和相对的术语。"早期"作为绝对术语是指O或B，可能还有一些A型的恒星。相对而言，它是指比另一颗恒星更热的，像是"早期K"可能是K0、K1与K3。
"晚期"的表达方式也是一样，绝对的意义表示光谱类型K和M型的恒星，但也可以用于相对于其它更冷的恒星，例如晚期G型所指的是G7、G8、和G9。
在相对的意义上，"早期"表示同一类中阿拉伯数字较小的部分，同时"晚期"表示较大的阿伯数字。
这个晦涩难懂的术语是20世纪早期恒星演化模型留下来的，该模型认为恒星是通过克赫历程由引力收缩驱动，但现在知道这个机制不适用于主序列上的恒星。如果这种模型是对的，那么恒星开始它们的生活时，就会像非常热的"早期型"恒星一样，然后逐渐冷却成为"晚期型"恒星。这种机制提供的太阳年龄比地质纪录观测到的年龄小很多，而显在已经发现恒星是由核聚变提供动力[67]。最终，"早期"和"晚期"这两个术语被留存了下来。
O型恒星非常热、非常亮，其辐射输出大部分在紫外线的范围内。这类型的恒星在主序列恒星中非常稀有，在太阳附近的O型星所占的比率约为3,000,000分之一（0.00003%）[e][8]。一些大质量恒星属于这一类光谱型。O型恒星的环境通常都很复杂，这使得测量它们的光谱变得困难。
O型光谱以前是由氦的谱线强度比定义：He IIλ4541相对于He Iλ4471的比率，此处的λ是辐射的波长。光谱型O7定义为两者强度相等的点，He I较弱的是早期型。O3型是这条谱线完全消失的点，然而现代的技术可以看见这条谱线仍然存在，只是非常微弱。因此，现在的定义是依据N IVλ4058与N IIIλλ4634-40-42的比率[68]。
O型恒星有显著的吸收线，主要是He II线，还有高度电离的Si IV、O III、N III、和C III，以及从O5到O9逐渐增强的中性氦线，还有在晚期型中不是很强的巴耳末系。由于O型星的质量都很巨大，拥有非常热的核心，并且快速然烧它们的氢燃料，因此它们是第一批离开主序列的恒星。
当MKK分类在1943年首度推出时，拥有的子类型只有O5到O9.5[69]。MKK在1971年扩展到O9.7[70]，在1978年扩展至O4[71]，随后引入添加O2、O3和O3.5的新分类[72]。
光谱标准：[66]
B型星非常明亮，颜色是蓝色。它们的光谱中有中性的氦谱线，并且在B2中最为明显；另外也有温和的氢线。虽然它们作为O型和B型星都非常有活力，但他们在主序带的时间都不长。因此，它们由运动造成相互作用的概率很低，除了速逃星之外，它们无法远离形成的区域。
从O型过渡到B型，最初的定义是He IIλ2541消失。然而，以现在的设备，这条谱线在早期B型星光谱中仍然清晰可见。现在，对B型主序星由He I的紫光光谱强度来定义，最大强度对应于B2。对于超巨星，则使用Si IVλ4089和Si IIIλ4552来表示早期的B型星。相对于晚期B型的中间B型，以Si IIλλ4128-30定义其特征；对于晚期B型，则以Mg IIλ4481相对于He Iλ4471的强度[68]。
这些恒星往往都存在于它们起源的OB星协中，而它们与巨大的分子云有关。猎户座OB1星协有很大一部分在银河系的螺旋臂，其中包含猎户座中许多的亮星。在太阳附近的主序星只有800分之一（0.125%）是B型主序星 [e][8]。
质量未达到超巨星，实质上所谓的"Be星"是值得注意的主序星，它们有时会有一条或多条明显的巴耳末系的发射谱线。这是恒星所投射出特别令人感兴趣，与氢相关的电磁辐射系列。一般认为，Be星有异常强的恒星风、高表面温度，以及因为奇特的速度旋转而造成显著的恒星质量损耗[73]。被称为"B(e)"或"B[e]"星的天体，具有独特的中性或低电离的发射线。这被认为具有禁制机制，正在透过量子力学来理解所不允许的过程。
光谱标准：[66]
A型星以裸眼看见的颜色通常是白色或蓝白色。它们有强大的氢线，并以A0最为强大，还有电离金属线（Fe II、Mg II、Si II）。它们强度的最高值落在A5。存在的Ca II线在此阶段开始明显的增强。太阳附近大约有160分之一（0.625%）的恒星是A型主序星[e][8][74]。
光谱标准：[66]
F型恒星有强的Ca II H和K谱线，Fe I和Cr I的中性金属线。它们的光谱特征是氢线和电离金属线较弱，在晚期型中电离金属线开始增强；颜色是白色。在太阳附近的F型主序星占比约为卅三分之一（3.03%）[e][8]。
光谱标准：[66]
包括太阳在内的G型恒星[10]，具有明显的Ca II H和K线，且在G2型中最为明显。它们的氢线比F型微弱，但电离金属线相当，也有中性的金属线；HCN的G波段有一个突出的CH+分子峰值。类似的G型主序星在太阳附近的占比接近十三分之一（7.5%）[e][8]。
G型恒星有一个"黄色演化虚空"（"Yellow Evolutionary Void"）[75]。超巨星经常在O型或B型（蓝色）和K或M（红色）之间游移。然而，因为这个区域对超巨星而言是不稳定的区间，因此它们虽然会在不同的光谱类型中变化，但黄超巨星存在的时间不会太久。
光谱标准：[66]
K型恒星是表面温度比太阳略低的恒星。它们在太阳附近主序星所占的比率是12%[e][8]。K型恒星分布的范围很广，从仙王座RW的特超巨星、大角星的超巨星、巨星和橙矮星（K型主序星）的南门二B等等。
它们有极为微弱的氢线（如果存在），谱线大部分都是中性的金属线，如Mn I、Fe I、Si I。晚期的K型则以一氧化钛等分子带谱线为主。因此主流的理论（基于低有害辐射和恒星寿命的理论）表示，这一类恒星如果有行星形成，因为该类型的恒星的适居带（如果发展的生命与地球相似）的范围很广，且与具有广泛辐射区的恒星相比，其有害辐射发射周期要低得多，因此很适合生命的发展[76][77]。
光谱标准：[66]
M型恒星是迄今为止最为常见的恒星，在太阳附近主序星中所占的比率高达76%。[e][f][8]。然而，M型主序星的光度都很低，除非在特殊情况下，否则没有任何一颗是亮到仅凭裸眼可以看见的。已知最亮的M型主序星是拉卡伊8760（显微镜座AX），视星等6.6等（一般而言，在最良好的条件下，肉眼能见的极限星等是6.5等），而且极不可能找到任何更亮的例子。
虽然大多数的M型恒星是红矮星，银河系中最大的恒星，即使是超巨星，也是M型恒星，例如仙王座VV、心宿二和参宿四。此外，较大、较热的棕矮星通常是M6.5到M9.5之间的M型恒星。
M型的光谱中包含来自氧化物分子（在可见光波段的谱线，特别是TiO+）和所有中性金属，但通常不存在氢氧的吸收线。TiO的频谱在M型恒星通常可以很强，通常在M5的光谱中主导其可见光谱。一氧化钒的波段在M型的晚期型才会出现。
光谱标准：[66]
哈佛光谱分类法在制定之初，参考了太阳光谱的命名方法。它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：
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。
在新发现的恒星光谱中，人们已经使用了许多新的光谱类型[78]。
一些非常热和蓝的恒星光谱显示碳或氮的发射谱线，有时也有氧的发射线。
一旦将沃夫–瑞叶星视作O型恒星，而不另设W或WR型，它们就会因为光谱中缺乏氢线而引人注目。此外，它们的光谱被高电离的氦、氮、碳，有时甚至是氧的宽发射线所主导。一般认为，它们都是垂死的超巨星，氢壳层已经被恒星风吹走，从而直接曝露出热的氦气壳。根据其光谱（和外层）的氮和碳排放强度，W型还进一步分出子群[34]。
虽然大多数型星状星云的中心恒星（CSPNe）显示O型光谱[82]，但大约有10%缺乏氢线，显示W型光谱[83]。这些是低质量恒星，为了与大质量的沃夫–瑞叶星有所区别，它们的光谱类型会封闭在中括号内，例如[WC]。
斜杠星是光谱中有类似WN谱线的O型星（名称源自其光谱表示，例如"Of/WNL" [68]。）。
还发现有第二个次群组有这样的光谱，一个更冷的"中间"群组："Ofpe/WN9"[68]。这些恒星也被称为WN10或WN11，但随着与沃夫–瑞叶星在演化上的差异性浮现，这种表示法就不再流行了。最近发现更罕见的恒星，将斜杠星的范围扩大到比原来更热的O2-3.5If*/WN5-7[84]。
它们是拥有强磁场的O型恒星，标示为Of?p[68]。
新的光谱类型L、T和Y是为了对以红外光谱为主的低温恒星进行分类而创建的。这包括可见光谱非常微弱的红矮星和棕矮星[85]。
棕矮星是不会经历氢融合的恒星，随着年龄的增长而冷却，因而发展出后来的这些光谱类型。棕矮星以M型光谱开始它们的生命，经过L、T、和Y的光谱型冷却，期质量越小冷得越快；宇宙的年龄还不足以让质量最大的棕矮星冷却到Y型甚至T型光谱的矮星。因为对于不同L-T-Y型的恒星，不能给出明确的有效温度或光度，这会导致光谱类型之间不能解决一些质量和年龄重叠的问题。[7]。
L型的名称来自于它们的表面温度比M型低，而L是按字母顺序最接近M的。其中有些物体的质量大到足以支援氢融合反应，因此还算是恒星，但大多数都是次星体的质量，因而是棕矮星。它们的颜色是非常深的红色，而在红外线的波段最明亮。它们的大气温度够凉爽，足以让金属氢化物和碱金属在光谱中突出[86][87][88]。
由于巨星的表面重力低，一氧化钛和一氧化钒永远不会凝结成固态。然而，这些L型的超巨星有可能通过恒星碰撞形成，例如麒麟座V838，在其亮红新星爆发时异常明亮。因此，比矮星更大的L型恒星不会在孤立的环境中形成。
T型矮星是凉爽的棕矮星，表面温度大约在550和1,300 K（277和1,027 °C；530和1,880 °F）之间。它们的辐射峰值在红外线，甲烷在光谱中很突出[86][87]。
如果最近对T型的研究是准确的，则T和L可能比其他所有类型的总和还要常见。因为棕矮星的寿命可以是宇宙年龄的好几倍，在没有灾难性碰撞的情况下，这些质量较小天体的数量只会增加。
对原恒星盘（原行星盘是在形成恒星和型星系统中的气体团块）数量的研究表明，星系中恒星的数量应该比先前推测的高几个量级。理论认为这些原恒星盘是相互竞争的。第一个形成的将成为原恒星，而这是非常暴力的天体，将扰乱附近的其它原恒星盘，剥离它们的气体。然后，受害的原恒星盘可能会继续成为L和T型的主序星或棕矮星，但对我们来说是很罕见的。
光谱为Y型的棕矮星比T型的温度更低，并且与它们有着完全不同品质的光谱。截至2013年8月，共有17颗属于Y型的天体[89]。虽然这一型的矮星已经建立模组 [90]，并且广域红外线巡天探测卫星（WISE）也在40光年的距离内检测到[78][91][92][93][94]。尽管还没有明确定义的光谱序列，也还没有原型，却已经建议将几颗棕矮星标示为Y0、Y1和Y2等类型[95]。
这些潜在Y型天体的光谱在1.55微米左右显示吸收[96]。Delorme等人认为，此一特征是由于氨的吸收，应该做为T-Y转换的指标性特征[96][97]。事实上，这种氨吸收的特征是定义此型的主要标准[95]。然而，此一特征很难与水和甲烷的吸收区分[96]；同时，其它的作者也指出，分配Y0型还为时尚早[98]。
最新建议的Y型棕矮星是WISE 1828+2650，光谱为Y2型。最初估计的有效温度温度在300K左右，接近人类的体温[91][92][99]。然而，视差测量表明其光度与低于400K的温度并不一致。 目前所知最冷的Y型矮星是WISE 0855–0714，其近似温度为250K[100]。
Y型棕矮星的质量范围是9～25木星质量，但年轻天体的质量可能低于木星质量。这意味着Y型天体横跨13木星质量的铀融合极限，标志着当前国际天文学联合会棕矮星和行星之间的划分[95]。
年轻的棕矮星因为有较大的半径和较低的质量，因此与星场中类似光谱型的恒星比较之下，具有低表面重力。这些来源标有用于表示中间表面重力的β和低表面重力的γ。低表面重力指的是弱的CaH、K I和Na I线，以及强的VO线[103]；代表正常表面重力的α通常会被省略。有时，特别低的表面重力会以δ来标记[105]。后缀的"pec"代表奇特（peculiar）。奇特的标示仍然用于其它不同寻常的特征，并总结了不同的属性、低表面重力、次矮星和未能解析的联星[106]。首码sd代表次矮星，并且只包括冷的次矮星。这些首码显示低金属量和运动性质，更类似于晕星而不是盘星[102]；次矮星看起来比盘星更蓝[107]。后缀的red描述颜色红色且老的天体，这不是解释为低表面重力，而是高粉尘含量[104][105]。后缀的blue描述倾向蓝色的近红外天体的颜色，这些不能用低金属量来解释。有些被解释为L和T型的联星，但其它的未必是联星，例如2MASS J11263991−5003550，而是用薄云/大颗粒云来解释[105]。
碳星是光谱中有碳谱线的恒星，是3氦过程核聚变的副产品。随着碳丰度的增加，以及一些平行的重元素产生，这些恒星的光谱愈来越偏离通常后期光谱的G、K、M类型。富含碳恒星的等效光谱型是S和C。
这型恒星中的巨星被假定自己产生这些碳，但这些类型的一些恒星是双星，这种特殊的大气成分被怀疑是从现在是白矮星的伴星转移过去的，而在转移时这颗伴星是碳星。
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最初被归入R和N型的恒星，也被称为碳星。它们在大气层中含有过剩的碳，是接近生命尽头的红巨星。旧的R和N型与正常的分类并行运行，大致从G型的中期至M型的晚期。最近，这些碳星被重新分类为统一的碳分类，C型：从N0大约至C6。冷碳星的立一个子型是C-J型星，其特征是存在强烈的13CN和12CN[108]。已知有一些主序星是碳星，但绝大多数的碳星都是巨星或超巨星。碳星光谱有好几个子分类：
S型星介于M型星和碳星之间，形成两者之间的连结体。那些最类似M型的具有强大的氧化锆吸收带，类似于有一氧化钛谱带的M型星；最类似于带有强D线和弱C2波段的碳星[109]。S型星具有过量的锆和经由S-过程产生的其它元素，并且拥有比类似的M型或碳星更丰富的碳和氧丰度。与碳星一样，几乎所有已知的类型都是渐近巨星支星。
光谱类型由字母和介于0至9之间的数字组成。此数字对应于温度，大致遵循M型巨星的温度表。最常见的类型是S3到S5。非标准型的S10型仅用在天鹅座χ（米拉型变星）极小值时。
基本型之后通常跟随着遵循下列几种方案之一的丰度数值度指示：
在M型和S型之间，临界的案例被命名为MS型星。以类似的方式，S型和C-N临界的情况被命名为SC或CS。这一序列M→MS→S→SC→C-N被假设就是渐近巨星支中的碳星，并且随着年龄的增加而增加碳丰度的序列。
类型D（源自英文字Degenerate）用于现代的白矮星光谱类型。白矮星是不再经历核聚变，并且体积已经缩小到类地行星的尺度，正慢慢冷却中的低质量恒星残骸。D型之下分为DA、DB、DC、CO、DQ、DX和DZ这些子群。这些字母与其他的恒星分类中使用的字母无关，而是指示白矮星可见的外层或大气层的组成。
在类型的后面会跟一个数字，给出白矮星表面温度的范围。这个数值是50400/ Teff，取四舍五入的整数结果。此处的Teff是以绝对温度表示的有效温度。1的温度约在37,500K以上，9的温度约为5,500K。最初，因为四舍五入就只有1到9，但最近开始使用分数值，所以可以有小于1 或大于9的数值[110][112]。
出现多种上述光谱特征的白矮星，可以用多个字母指示其光谱特征[110]
白矮星使用与其它的恒星不同的特殊光谱类型符号[110]：
| 符号 | 星体的光谱特征 |
|---|---|
| P | 具有可探测极化磁性的白矮星。 |
| E | 存在发射线 |
| H | 可见测出磁性但没有极化的白矮星。 |
| V | 变星 |
| PEC | 存在特殊的光谱 |
恒星残骸是与恒星死亡有关的天体。该类型包括白矮星，从D型与其它型完全不同的分类中可以看出，非恒星天体很难纳入MK系统。
MK系统是依据赫罗图建立的，而赫罗图本质上是观测的结果，因此这些残骸不能绘制在图上，或者说图上根本没有它们的位置。老的中子星是相对较小和较冷的，将落在图的最右边。行星状星云是动态的，随着祖恒星过渡至白矮星分支，亮度往往会迅速下降。如果可以显示，行星状星云将被绘制在图的右上象限的右侧。黑洞自己的光不会发射出来，因此不会出现在图上[113]。
提出一个使用罗马数字的中子星分类系统：
一些非标准的光谱类型，以及在20世纪中叶以前所有的光谱标准星，在恒星分类系统的修订过程中已经被取代。但它们可能仍然存在于旧版的恒星目录中：R和N以改为C-R和C-N，归入新的C型（碳星）。
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。
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