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No. 1
　　【中文詞條】恆星光譜分類
　　【外文詞條】spectral classification of stars
　　【作者】黃磷
　　大多數恆星光譜是連續譜上有吸收綫﹐少數恆星兼有發射綫﹐或衹有發射綫。恆星連續譜的能量分佈﹐譜綫的數目和強度﹐以及特徵譜綫所屬的化學元素﹐均有極大的差異。恆星的光譜就是根據這些差異來分類的。早期的分類幾乎是純經驗的﹐因為當時並不確切瞭解産生光譜差異的物理原因。研究恆星大氣物理的進展使人們逐漸認識到﹐絶大多數恆星光譜的差異﹐主要不是由化學成分的不同形成的﹐而是在不同溫度和壓力下由恆星大氣物質的激發和電離狀態的變化形傻摹
　　建立一個光譜分類係統﹐通常包括三個步驟﹕選擇判據﹐即用來區分不同光譜所依據的光譜特徵﹐如譜綫的相對強度﹔按照這些判據將足夠多的光譜排隊﹐獲得標準光譜型序列﹔利用恆星的物理特徵為光譜型定標﹐即建立光譜型和物理參量(如溫度﹑光度等)之間的對應關係。因此﹐光譜分類又可定邐ü閾槍餛滋蒯緄謀冉烯o對恆星物理特性進行直接估計。如果一顆星的光譜能排到光譜型序列中去﹐它的一般物理特性就能立即推知而不必對其光譜作詳細測量。
　　常用的分類係統 哈佛係統 是美國哈佛大學天文臺於十九世紀末提出的。這個係統的判據是光譜中的某些特徵譜綫和譜帶﹐以及這些譜綫和譜帶的相對強度﹐同時也考慮連續譜的能量分佈。本係統的光譜型用拉丁字母表示﹐組成如下的序列﹕
　　Ｓ
　　o－Ｂ－Ａ─Ｆ－Ｇ－Ｋ－Ｍ
　　r－Ｎ
　　各型之間是逐漸過渡的﹐每型又分為十個次型﹐用阿拉伯數字表示﹕o0﹐…﹐o9﹔b0﹐…﹐b9﹔…。這一序列由左到右﹐對應於溫度的下降。最熱的o型星溫度約40﹐000k﹐最冷的m型星約3﹐000k。序列右端的s﹑r和n等分支則可能反映化學組成的差別。由於歷史的原因﹐常把o﹑b﹑a型叫作早型﹐k﹑m型叫作晚型﹐f﹑g型叫作中型。
　　各型星的顔色和在普通藍紫波段的主要光譜特徵如下﹕
　　o型﹕藍白色。紫外連續譜強。有電離氦﹑中性氦和氫綫﹔二次電離碳﹑氮﹑氧綫較弱。如獵戶座ι(中名伐三)。
　　b型﹕藍白色。氫綫強﹐中性氦綫明顯﹐無電離氦綫﹐但有電離碳﹑氮﹑氧和二次電離硅綫。如大熊座(中名搖光)。
　　a型﹕白色。氫綫極強﹐氦綫消失﹐出現電離鎂和電離鈣綫。如天琴座α(中名織女一)。
　　f型﹕黃白色。氫綫強﹐但比a型弱。電離鈣綫大大增強變寬﹐出現許多金屬綫。如仙後座β(中名王良一)。
　　g型﹕黃色。氫綫變弱﹐金屬綫增強﹐電離鈣綫很強很寬。如太陽﹑天竜座β(中名天三)。
　　k型﹕橙色。氫綫弱﹐金屬綫比g型中強得多。如金牛座α(中名畢宿五)。
　　m型﹕紅色。氧化鈦分子帶最突出﹐金屬綫仍強﹐氫綫很弱。如獵戶座α(中名參宿四)。
　　r和n型﹕橙到紅色。光譜同k和m型相似﹐但增加了很強的碳和氰的分子帶。後來把它們合稱為碳星﹐記為c。如雙魚座19號星。
　　s型﹕紅色。光譜同m型相似﹐但增加了強的氧化鋯分子帶﹐常有氫發射綫。如雙子座r。
　　哈佛大學天文臺於1918～1924年發表的《亨利·德雷伯星表》(hd星表)載有二十餘萬顆星的光譜型﹐其中99％的星屬於b～m型﹐o﹑r﹑n﹑s型很少﹐還有少數光譜不能歸入上述序列﹐分別記為﹕p──行星狀星雲﹐w──沃爾夫－拉葉星。新星光譜曾記為 q﹐但現在已不使用。到七十年代初﹐全世界按哈佛係統作過分類的恆星總數達90萬左右﹐大部分是按物端棱鏡光譜進行分類的９鶼低呈且暈露任饕瘟康囊輝擲唷Ｆ淥錮硪蛩匾鸕墓餛滋厥廡冤o一般用附加的“p”來表示。一些具體的光譜特殊性的常用符號為﹕e──有發射綫﹐n──譜綫很模糊﹐s──譜綫很銳﹐c──譜綫特別窄而深﹐k──有明顯的星際鈣綫。附圖
　　威爾遜山係統 二十世紀二十年代美國威爾遜山天文臺根據有縫攝譜儀拍的光譜建立的以溫度和光度(或絶對星等)為參量的二元分類係統。按光度分類的物理依據是壓力效應﹐因為物質的電離狀態除决定於溫度外﹐還與壓力有關。光度高的巨星大氣中氣體壓力較低﹐物質的電離比在溫度相同的光度低的矮星大氣中容易﹐因而會在光譜中表現出來。在這一係統中﹐光度判據選用一些對光度敏感的譜綫對的相對強度。絶對星等的光度級用小寫拉丁字母表示﹕c表示超巨星﹐g表示巨星﹐d表示矮星﹐加在哈佛係統的光譜型符號之前。例如太陽的光譜型為dg2。光度級的這種表示法多見於早期文獻﹐目前已很少采用。
　　摩根－基南係統(mk係統) 是美國天文學家摩根和基南等人於四十年代提出並經多次改進的二元分類係統。它所依據的物理參量也是溫度和光度。溫度型沿用哈佛係統符號。光度級比威爾遜山係統精確﹐共分七級﹐用羅馬數字表示﹕Ⅰ──超巨星﹐Ⅱ──亮巨星﹐Ⅲ──正常巨星﹐Ⅳ──亞巨星﹐Ⅴ──主序星(矮星)﹐Ⅵ──亞矮星﹐Ⅶ──白矮星。如能進一步細分﹐則在羅馬數字後面附加小寫拉丁字母來區別﹐如ia──最亮的超巨星﹐iab──亮超巨星﹐ib──亮度較低的超巨星。在mk係統中﹐太陽的光譜型是g2v。到七十年代初﹐已按mk係統分類的星僅二萬餘顆﹐這主要由於拍攝有縫光譜很費時間。從1967年開始﹐美國天文學家利用物端棱鏡對hd星表中全部恆星按mk係統進行分類。這一工作完成後﹐按二元分類的星數將達到二十餘萬顆。
　　關於第三元的問題 在mk係統中﹐化學組成接近太陽的恆星的分類達到了最高精度。這些星通常稱為“正常星”。分類中發現有些星具有各種特殊性﹐必須用化學組成異常來解釋。為了在光譜分類中表示這種差異﹐需要引入第三個參量。例如﹐在星族 i的g和k型巨星中﹐金屬含量比星族Ⅱ的星要高。這種差異的較好判據是氰分子的吸收強度﹐因而用附加符號gn和一個由3(表示cn帶比正常星強得多)到-3(表示cn帶弱到幾乎不可見)的數字表示。如果cn的強度與正常星的一樣﹐則省去這種符號。比如天竜座ε星的光譜記為g7Ⅲbcn-1﹐這表示cn帶比正常星稍弱。這種以光譜型(指溫度型)﹑光度級和化學元素豐度為參量的“三元分類”﹐從六十年代開始研究﹐至今還沒有形成完整的係統。
　　參考書目
　　p.c.keenan﹐classification of stellar spectra﹐basic astronomical data﹐pp. 78～122﹐univ. of chicago press﹐chicago﹐1963.
　　w.w. morgan and p.c. keenan﹐spectral classification﹐ annual review of astronomy and astrophysics﹐vol. 11﹐pp. 29～50﹐annual reviews inc.﹐palo alta﹐1973.
光譜分類簡介
　　在天文學中，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，伴隨着的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常睏難的。恆星光譜學提供瞭解决的方法，可以根據光譜的吸收譜綫來分類：因為在一定的溫度範圍內，衹有特定的譜綫會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜綫，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。
　　建立一個光譜分類係統﹐通常包括三個步驟﹕選擇判據﹐即用來區分不同光譜所依據的光譜特徵﹐如譜綫的相對強度﹔按照這些判據將足夠多的光譜排隊﹐獲得標準光譜型序列﹔利用恆星的物理特徵為光譜型定標﹐即建立光譜型和物理參量(如溫度﹑光度等)之間的對應關係。光譜分類又可定義為通過恆星光譜特徵的比較，對恆星物理特性進行直接估計。如果一顆星的光譜能排到光譜型序列中去﹐它的一般物理特性就能立即推知而不必對其光譜作詳細測量。
光譜分類之西奇分類
　　在1860至1870年間，安吉洛·西奇神父為了分辨觀察到的恆星光譜，創造了早期的光譜分類法。在1868年，他已經將光譜分為四類：
　　第一類：白色和藍色的恆星，光譜有厚重的氫綫和金屬綫。（現在的A類）
　　第二類：黃色星 － 氫的強度減弱，但是金屬綫更為明顯。（現在的G和K類）
　　第三類：有寬闊譜綫的橘色星。（現在的M類）
　　第四類：有明顯碳帶的紅色星和碳星。
　　在1878年，他增加了第五類：
　　第五類：發射譜綫的恆星（f.ex. Be、Bf等）
　　這種分類法在19世紀的90年代末期由哈佛分類法取代。
光譜分類之哈佛係統
　　哈佛係統光譜型是美國哈佛大學天文臺於十九世紀末提出的。這個係統的判據是光譜中的某些特徵譜綫和譜帶﹐以及這些譜綫和譜帶的相對強度﹐同時也考慮連續譜的能量分佈。本係統的光譜型用拉丁字母表示﹐組成如右圖的序列。
　　各型之間是逐漸過渡的﹐每型又分為十個次型﹐用阿拉伯數字表示﹕O0﹐…﹐O9﹔B0﹐…﹐B9﹔…。這一序列由左到右﹐對應於溫度的下降。最熱的O型星溫度約40﹐000K﹐最冷的M型星約3﹐000K。序列右端的S﹑R和N等分支則可能反映化學組成的差別。由於歷史的原因﹐常把O﹑B﹑A型叫作早型﹐K﹑M型叫作晚型﹐F﹑G型叫作中型。
　　各型星的顔色和在普通藍紫波段的主要光譜特徵如下﹕
　　O型﹕藍白色。紫外連續譜強。有電離氦﹑中性氦和氫綫﹔二次電離碳﹑氮﹑氧綫較弱。如獵戶座ι(中名伐三)。
　　B型﹕藍白色。氫綫強﹐中性氦綫明顯﹐無電離氦綫﹐但有電離碳﹑氮﹑氧和二次電離硅綫。如大熊座(中名搖光)。
　　A型﹕白色。氫綫極強﹐氦綫消失﹐出現電離鎂和電離鈣綫。如天琴座α(中名織女一)。
　　F型﹕黃白色。氫綫強﹐但比A型弱。電離鈣綫大大增強變寬﹐出現許多金屬綫。如仙後座β(中名王良一)。
　　G型﹕黃色。氫綫變弱﹐金屬綫增強﹐電離鈣綫很強很寬。如太陽﹑天竜座β(中名天三)。
　　K型﹕橙色。氫綫弱﹐金屬綫比G型中強得多。如金牛座α(中名畢宿五)。
　　M型﹕紅色。氧化鈦分子帶最突出﹐金屬綫仍強﹐氫綫很弱。如獵戶座α(中名參宿四)。
　　R和N型﹕橙到紅色。光譜同K和M型相似﹐但增加了很強的碳和氰的分子帶。後來把它們合稱為碳星﹐記為C。如雙魚座19號星。
　　S型﹕紅色。光譜同M型相似﹐但增加了強的氧化鋯分子帶﹐常有氫發射綫。如雙子座R。
　　哈佛大學天文臺於1918～1924年發表的《亨利·德雷伯星表》(HD星表)載有二十餘萬顆星的光譜型，其中99％的星屬於B～M型,O、R、N、S型很少。
　　還有少數光譜不能歸入上述序列,分別記為：
　　P──行星狀星雲,W──沃爾夫－拉葉星。新星光譜曾記為 Q，但現在已不使用。
　　到七十年代初，全世界按哈佛係統作過分類的恆星總數達90萬左右，大部分是按物端棱鏡光譜進行分類的。哈佛係統是以溫度為主要參量的一元分類。
　　其他物理因素引起的光譜特殊性,一般用附加的“P”來表示。一些具體的光譜特殊性的常用符號為:
　　e──有發射綫,n──譜綫很模糊,s──譜綫很銳,c──譜綫特別窄而深,k──有明顯的星際鈣綫。
光譜分類之威爾遜山係統
　　二十世紀二十年代美國威爾遜山天文臺根據有縫攝譜儀拍的光譜建立的以溫度和光度(或絶對星等)為參量的二元分類係統。按光度分類的物理依據是壓力效應﹐因為物質的電離狀態除决定於溫度外﹐還與壓力有關。光度高的巨星大氣中氣體壓力較低﹐物質的電離比在溫度相同的光度低的矮星大氣中容易﹐因而會在光譜中表現出來。在這一係統中﹐光度判據選用一些對光度敏感的譜綫對的相對強度。
　　絶對星等的光度級用小寫拉丁字母表示﹕
　　c表示超巨星﹐g表示巨星﹐d表示矮星﹐加在哈佛係統的光譜型符號之前。例如太陽的光譜型為dG2。光度級的這種表示法多見於早期文獻﹐目前已很少采用。
光譜分類之摩根－基南係統(MK係統)
　　這是目前最通用的恆星分類法，依據恆星的溫度由高至低排序(質量、半徑和亮度皆與太陽比較)，但其光譜標示仍沿用哈佛光譜中的分類，將恆星的光譜分成七大類，每類再細分為十小類。但目前最熱的星為O5，最暗的星為M5，即O型衹有五小類，M型衹有六小類，總計為61小類。
　　各類型的特性如下：
　　赫羅圖O：溫度高於25,000K，有遊離的氦光譜，氫的譜綫不明顯，在紫外綫區的連續光譜強烈。多數的原子都呈現高遊離狀態，如氮失去兩個電子，硅失去三個電子。
　　B：溫度在11,000至25,000K之間，氦原子譜綫呈現中性，硅則失去1或2個電子，氧和鎂原子失去1個電子。如B0就已經沒有氦的遊離譜綫，氫譜綫則已很明顯。
　　A：溫度在7,500至11,000K之間，光譜以氫原子的譜綫最強烈，硅、鎂、鐵、鈣、鈦等都為遊離的譜綫，但金屬的譜綫很微弱。如A0已經沒有氦的譜綫，有微弱的鎂與硅的離子譜綫，也有鈣離子的譜綫。
　　F：溫度在6,000至7,500K之間，有離子化的金屬譜綫，氫的譜綫轉趨微弱但仍很明顯，鐵、鉻等自然態的金屬譜綫開始出現。如F0的鈣離子綫強烈，氫的譜綫雖已減弱，但中性氫原子譜綫與一階金屬離子綫都很明顯。
　　G：溫度在5,000至6,000K之間，有遊離的金屬、鈣譜綫及部份的金屬譜綫，氫原子的譜綫更為微弱，分子譜綫(CH)已經出現。如G0譜綫以中性金屬綫為主，鈣的離子綫達到最強，氫氧根(G帶)的吸收綫很強。
　　K：溫度在3,500至5,000K之間，主要為金屬譜綫。如K0在藍色的連續區強度微弱，氫綫很微弱，有中性金屬譜綫，分子譜綫(CH、CN)依然存在。
　　M：溫度低於3,500K，有金屬、分子及氧化物的譜綫，氧化銻(TiO)的譜綫成為最主要的譜綫。如M0已有很強的分子帶，尤其是氧化銻、鈣原子的譜綫強烈，紅色區呈現連續光譜；M5鈣原子的譜綫很強，氧化銻的強度超過鈣。
　　此外，在巨星的區域內因為還有其他的元素參與核反應，所以還有R、S、N三種在巨星分支上纔會用的分類；還有些恆星因為有些特殊譜綫而不易歸類於其中，也會另外加上註解用的字母作為區別。
　　光譜的排序
　　哈佛光譜分類法在製定之初，參考了太陽光譜的命名方法，以氫原子光譜為依據，依照強弱以字母A、B、C、D的順序來標示，A型就是氫譜綫最強烈的，B型比A型要弱一些，C型又再弱一些，依此類推。而我們知道氫的譜綫衹在特定的溫度範圍內纔會明顯，溫度太高或太低譜綫都會減弱，所以當摩根與肯那使用溫度來排列時，字母就不再能依序排列了；同時也參考其他原子的譜綫，合併與刪除了一些重複的類型，將哈佛分類原來的16種分類改成為今日我們所看見的型態。
　　摩根-肯那光譜在天文學上使用的非常廣泛，為便於學生記憶，發展出了許多記憶用的口訣，其中最為人熟知的便是這一句：Oh! Be A Fine Girl Kiss Me，諷刺的是天文學家幾乎都是男性，但製定哈佛光譜分類法的卻是一群女天文學家。
　　摩根-肯那光譜分類的記憶口訣還有如下所列的一些：
　　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.
　　這些還都是傳統的記憶口訣，在網絡上還可以找到各種不同場合（包括政治）的口訣。
　　O、 B、和A型有時被稱為早期形光譜 ，K和M稱為晚期型光譜，這與觀測無關，是依據20世紀初期的理論而來的，當時認為恆星誕生時是高溫的早期型，然後溫度逐漸下降成為低溫的晚期型。現在知道這種說法是完全錯誤的。
光譜分類之約剋光譜分類
　　約剋光譜分類也稱為MKK係統，因為最早是在1943年由約剋天文臺的威廉·威爾遜·摩根、 Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同製定出來的。 這套分類法建立在光譜綫對恆星表面重力的靈敏度上，與光度有關，也正好與根據表面溫度來分類的哈佛分類法相輔相成。 由於巨星的半徑遠比矮星為大，因此在質量相差不大的情況下，兩者表面的重力、氣體密度和壓力，巨星都會比矮星要低。 這些差異在恆星上以光度的強弱表現出來，造成譜綫被測量到的寬度和強度有所不同。在表面密度越高與重力越強的恆星上，因壓力産生的譜綫變寬效應也就越明顯。
　　不同的光度分類的特徵如下：
　　0 ：超超巨星 (稍後纔新增的);
　　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，也稱為亞巨星;
　　IVa
　　IVab
　　IVb
　　V ：主序星，也稱為矮星;
　　Va
　　Vab
　　Vb
　　VI ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。
　　VII ：白矮星，(稍後纔新增的，但不常用)
　　少數的情況下會分在兩類之間，例如Ia-0，表示是非常明亮的超巨星，但已經非常接近超超巨星。
　　因為描述的都是恆星表現在外的光度，所以常被稱為MKK光度分類法。
　　太陽在光譜分類上是G2V，這是結合了摩根-肯納(G2)與約剋(V)兩種分類一起標示的。但實際上，太陽不是一顆黃色的星，而是個色溫5870K的黑體，這是白色而且沒有黃色蹤影的，有時也作為白色的標準定義。
光譜分類之UBV 係統
　　UBV 係統也稱為約翰遜係統，這是在恆星的 光度測量上纔會使用到的分類。依據恆星在紫外綫(U)、藍色(B)與目視(V)三種不同波長上的光度，對恆星進行UBV的光度測量來分類。這種分類法是美國天文學家哈洛德·約翰遜 (Harold Lester Johnson)和威廉·威爾遜·摩根( William Wilson Morgan)在1950年代提出的，當初選擇在可見光範圍最末端的藍色光是因為這是天文攝影也能觀察到的顔色。
　　在實際的運用上，天文學家會比較U、B、V三種顔色之間的光度差，稱為色指數，用以比較不同恆星間的差異。
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　　hengxing guangpu fenlei
　　恆星光譜分類
　　spectral classification of stars
　　大多數恆星光譜是連續譜上有吸收綫，少數恆星兼有發射綫，或衹有發射綫。恆星連續譜的能量分佈，譜綫的數目和強度,以及特徵譜綫所屬的化學元素,均有極大的差異。恆星的光譜就是根據這些差異來分類的。早期的分類幾乎是純經驗的，因為當時並不確切瞭解産生光譜差異的物理原因。研究恆星大氣物理的進展使人們逐漸認識到，絶大多數恆星光譜的差異，主要不是由化學成分的不同形成的，而是在不同溫度和壓力下由恆星大氣物質的激發和電離狀態的變化形成的。
　　建立一個光譜分類係統，通常包括三個步驟：①選擇判據,即用來區分不同光譜所依據的光譜特徵,如譜綫的相對強度；②按照這些判據將足夠多的光譜排隊，獲得標準光譜型序列；③利用恆星的物理特徵為光譜型定標，即建立光譜型和物理參量（如溫度、光度等）之間的對應關係。因此，光譜分類又可定義為通過恆星光譜特徵的比較，對恆星物理特性進行直接估計。如果一顆星的光譜能排到光譜型序列中去，它的一般物理特性就能立即推知而不必對其光譜作詳細測量。
　　常用的分類係統　哈佛係統　是美國哈佛大學天文臺於十九世紀末提出的。這個係統的判據是光譜中的某些特徵譜綫和譜帶,以及這些譜綫和譜帶的相對強度,同時也考慮連續譜的能量分佈。本係統的光譜型用拉丁字母表示，組成如下的序列：
　　Ｓ
　　　□
　　O－Ｂ－Ａ—Ｆ－Ｇ－Ｋ－Ｍ
　　　 　□
　　R－Ｎ各型之間是逐漸過渡的，每型又分為十個次型，用阿拉伯數字表示：O0,…,O9；B0,…,B9；…。這一序列由左到右，對應於溫度的下降。最熱的O型星溫度約40,000K，最冷的M型星約3,000K。序列右端的S、R和N等分支則可能反映化學組成的差別。由於歷史的原因,常把O、B、A型叫作早型，K、M型叫作晚型，F、G型叫作中型。
　　各型星的顔色和在普通藍紫波段的主要光譜特徵如下：
　　O型:藍白色。紫外連續譜強。有電離氦、中性氦和氫綫；二次電離碳、氮、氧綫較弱。如獵戶座ι（中名伐三）。
　　B型：藍白色。氫綫強,中性氦綫明顯，無電離氦綫，但有電離碳、氮、氧和二次電離硅綫。如大熊座η（中名搖光）。
　　A型：白色。氫綫極強，氦綫消失,出現電離鎂和電離鈣綫。如天琴座□（中名織女一）。
　　F型：黃白色。氫綫強，但比A型弱。電離鈣綫大大增強變寬，出現許多金屬綫。如仙後座β(中名王良一)。
　　G型：黃色。氫綫變弱，金屬綫增強,電離鈣綫很強很寬。如太陽、天竜座β（中名天□三）。
　　K型：橙色。氫綫弱，金屬綫比G型中強得多。如金牛座□（中名畢宿五）。
　　M型：紅色。氧化鈦分子帶最突出，金屬綫仍強,氫綫很弱。如獵戶座□（中名參宿四）。
　　R和N型：橙到紅色。光譜同K和M型相似，但增加了很強的碳和氰的分子帶。後來把它們合稱為碳星，記為C。如雙魚座19號星。
　　S型：紅色。光譜同M型相似，但增加了強的氧化鋯分子帶，常有氫發射綫。如雙子座R。
　　哈佛大學天文臺於1918～1924年發表的《亨利·德雷伯星表》(HD星表)載有二十餘萬顆星的光譜型，其中99％的星屬於B～M型,O、R、N、S型很少。還有少數光譜不能歸入上述序列,分別記為：P──行星狀星雲,W──沃爾夫－拉葉星。新星光譜曾記為 Q，但現在已不使用。到七十年代初，全世界按哈佛係統作過分類的恆星總數達90萬左右，大部分是按物端棱鏡光譜進行分類的。哈佛係統是以溫度為主要參量的一元分類。其他物理因素引起的光譜特殊