基帕（Arequipa）分所（原本在秘鲁）关于恒星光谱的摄影研究差不多已经进行了百年的时间，在他们的实验研究中用到的就是物端棱镜。经过这些先驱耐心而细致的研究，各天各区的35万颗以上的恒星光谱都被人们所了解并且细心地留存下来。如果想知道任何一颗已知星体的亮度与谱型（Spectral class），只要翻开哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表《HD星表》（The Henry Draper Catalogue）就可以清楚地知道。值得一提的是，加上在1937-1949年间出版的《HD星表补编表》上记录的星体光谱，《HD星表》上已经记录了359083颗恒星。

在目前已知的恒星光谱中，除了极少数的特例以外，它们的样式全部可以归纳成一个用字母BAFGKM所代表的样式，人们把这中间间隔的位置分为10个部分。目前大多数的星的光谱都遵循着这一序列中的某一部分。也就是说，当人们发现一颗恒星的光谱的线纹变化处在标准花样BA正中间的时候，我们就说这颗星的谱型就是B5，这就是德拉伯分类法（Draper classification），是由哈佛天文台初创，用来表示恒星光谱的简单办法。

B型恒星光谱最显著的是氦线。人类第一次发现这种气体是在对太阳光球的研究之中提取出来

的，而到了现在，这种气体已经充满了飞船气球。猎户座腰带的三颗亮星中间的一颗就是氦星。

A型光谱最具代表性的是氢线。这种最轻的元素氢在各个样式分类中都有。而A型光谱的星都为蓝色，线纹的变化是从蓝色到红色依次排列。天狼、织女就是著名的氢线光谱。

F型星的光谱中氢线较少，相对繁多的是铁等金属线。带黄色的星如北极星及南极老人星（Canopus）多为F型星。

G型星的光谱中的金属线达到数千道，黄色星太阳是它最广为人知的代表。

K型星的光谱中金属线比太阳的还要多，其代表星体为大角星。在K型星末端和M型星的光谱中宽带褶纹和很多暗线都变得清晰可见了，尤为明显的是红星参宿四（属于猎户座）和心宿二（属于天蝎座）。

光谱序列中主要的部分就是这些了，尽管还有其他被肯定了的四种型星，但是这四种型星合起来都没有全体星星数量的百分之一。在最初的星体演变学说中认为恒星的生命史就是从蓝色星开始到红色星衰亡。也就是说一个恒星在幼年的时候是蓝色的，而像太阳这类的黄色星是处于中年阶段，红色星的未来则是越来越红，慢慢变暗，直到衰亡。不过最近有一种新的主张认为红色的星球并不全是老年阶段，还有一部分是幼年阶段的星体，这些星体在中年期也是红色的，等到衰落期又会变回红色，然后慢慢消亡。除此之外，还有一些其他关于星星的起始辉煌直至衰落的理论流派，这里就不一一赘述了。

恒星的温度

我们把星体的温度与金属物的温度相类比，一块因为热而发蓝的金属温度要高于热得发红的，因此推断红色星的大气温度要低于蓝色星。关于这方面的许多研究也表明这个推论是正确的，光谱序也代表了温度逐级降低。不过人类对于恒星光谱的研究不仅证实了光谱序与温度的关系，各光谱型恒星温度的值也被人们所掌握。到目前为止，恒星所发的热量也被人类所知悉。

通过对《太阳》一章的学习我们知道，关于太阳温度的测量是通过观测日光下水温上升而计算出来的。当然，这样的办法并不适合离我们更加遥远的恒星。关于怎样测量恒星的温度，帕第特（Pettit）与尼科尔森（Nicholson）想出一个办法。他们将一颗恒星的光通过威尔逊山的2.5米望远镜聚集在非常微小的热电偶（thermocouple）上，然后通过电流计（galvanometer）的偏转而收集这颗星的热效应。他们的这个办法能测量出小于肉眼可见程度暗数百倍的星体的热量，也就是说这些星的温度都被人类所掌握了。这种方法也适用于关于行星或者是月球表面各处的温度。

事实上，星体的温度是极高的，就算是最冷的恒星，对于人类来讲，温度也是极高的。最红的星表面温度要低于黄色或者蓝色的星，在2000℃左右；而黄色星的表面温度居中，却也达到了惊人的6000℃左右；最为炎热的蓝色星的表面温度高达10000℃到20000℃，甚至更高。

光球中心的温度最高，可能会达到千百万摄氏度，而越往星球表面，温度逐渐降低。关于恒星发光的原因，天文学上的看法还是比较一致的，人们认为其是因为中心的热核反应而具有巨大的光能，在热核反应中，氢反应生成氦，然后变为碳、氮、氧……直到慢慢变为铁。

巨星与白矮星

恒星的光度（Luminosity）即实际亮度，也就是“发光本领”，是千差万别的。如果我们在距离这些星球相等长度的点上观察太阳以及其他的恒星就会发现，它们的亮度从不足太阳的万分之一到