恒星光谱（Stellar spectrum）是对恒星表面辐射进行分光操作得到的光强度与光波长之间的关系图谱。光谱中包含着丰富的关于恒星各种特性的信息，光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态等。

恒星光谱是由连续谱、吸收线、发射线组成，它们遵循热力学上的基尔霍夫定律。1859年，德国物理学家古斯塔夫·罗伯特·基尔霍夫将太阳光谱和钠电弧的光谱进行了精确比较，首次断言太阳的大气中含有钠元素。在19世纪80年代，天文学家爱德华·查尔斯·皮克林在哈佛大学天文台开始使用物端棱镜法，对恒星进行光谱中国空间站工程巡天望远镜测量。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型的猎户子型放在塞基Ⅰ型其余子型之前。在1901年，安妮·坎农根据恒星光谱的基本特征以字母系统排序，完善了哈佛系统的早期形式。到了1912年，坎农将B、A、B5A、F2G改成B0、A0、B5、F2。这就是哈弗分类系统现在的形式。此后，天文学家沿用了哈佛系统符号的温度型，在20世纪40年代提出二元分类系统和三元分类系统，以罗马数字来代替字母，同时以光谱型（温度型）、光度级和化学元素丰度为参量来定量恒星光谱。

在恒星光谱的科学研究进展方面，2019年3月， LAMOST望远镜 数据 Release 6 （郭守敬望远镜，DR6）数据集对海内外研究者正式公布，该数据集一共包含了4902个观测天区，收集了1125万条光谱数据。在此数据基础上，对天体光谱分类进行研究，基于2维傅里叶谱图像的特征提取方法，将1维光谱数据变换成2维傅里叶谱图像，对得到的2维傅里叶谱图像采用深度卷积网络模型进行分类，得到的分类准确率是92.90%。表明通过对LAMOST恒星光谱数据进行STFT（短时傅里叶变换）可得到光谱的2维傅里叶谱图像，谱图像构成了新的光谱数据特征和特征空间，此方法对海量天体光谱的分类和挖掘处理有一定的开创意义。

恒星光谱是由连续谱、吸收线、发射线组成，它们遵循热力学上的基尔霍夫定律。恒星光谱是对恒星表面辐射进行分光操作得到的光强度与光波长之间的关系图谱，光谱中包含关于恒星丰富的各种特性的信息，并且，光谱的形态决定恒星的物理性质、化学成分和运动状态等。

恒星光谱中的吸收线和连续光谱是恒星在低层大气光球层中产生的，发射谱线则是由恒星抛射出去的星周物质产生的。通过棱镜或衍射光栅将来自恒星的电磁辐射分裂成光谱，通常呈现出像彩虹般的连续光谱，其中还会穿插着谱线。每条谱线还会标示出特定的化学元素或分子，并且谱线的强度（指元素或分子的丰度）会随着光球的温度的变化而变化。大多数恒星光谱的主要特征是在连续光谱的背景上出现许多暗黑的吸收线，只有少数恒星光谱会出现明亮的发射谱线。恒星光谱的谱线特征分析：

1.频率：谱线的频率是谱线特征提取的重要基础。通过测量谱线的频率，可以了解光源中特定元素的存在和丰度以及恒星表面温度的分布；

2.强度：谱线的强度反映了光源中特定元素的丰度和相对浓度。通过测量谱线的强度，可以推断恒星中所含元素的丰度和丰度变化，进而推断恒星的化学成分和演化历程；

3.形状：谱线的形状表示谱线的反应速度和光源环境的动力学特性。通过对谱线形状的分析，可以探索恒星的运动状态、轨道参数以及光源的演化速度等。

恒星的发光是由恒星内部核聚变（把轻元素“氢”转变成重元素“氦”）产生的，同时会释放出大量的能量。这些能量以光和热的形式从恒星内部向外辐射，形成恒星光芒。而根据这些恒星辐射出来的光芒，天文学家就可以根据光谱图对恒星进行分类。

1859年，德国物理学家古斯塔夫·罗伯特·基尔霍夫将太阳光谱和钠电弧的光谱进行比较后，指出太阳的大气中含有钠元素，并且提出了关于辐射的发射和吸收的基尔霍夫定律。随后，在欧洲和美国物理学界的共同努力下，不同元素和化合物的谱线被一一确认，如1859年，德国物理学家尤里乌斯.普吕克认证出太阳的夫琅禾费谱线包含有氢的Hα和Hβ线，正确推断出了太阳大气中存在氢；1862年，古斯塔夫·罗伯特·基尔霍夫成功地从太阳光谱中推断出大气中包含有铁、钙、镁等六种元素。据此，后代天文学家根据基尔霍夫定律结合不同元素的化合物谱线对恒星光谱进行了分类。

在19世纪60年代，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。并在1866年发展出三类恒星光谱，如下表所示。

在19世纪80年代，天文学家爱德华·查尔斯·皮克林在哈佛大学天文台开始使用物端棱镜法，对恒星进行光谱中国空间站工程巡天望远镜测量。后在1890年出版的《恒星光谱的德雷珀目录》中，威廉敏娜·佩顿·史蒂文斯·弗莱明对大部分光谱进行分类，记录了10000多颗有特殊类型的恒星，并发现了10颗新星和200多颗变星。

此后，皮克林设计出《亨利·德雷珀目录》，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，进而取代了安杰洛·塞基的罗马数字方法。并且，弗莱明与皮克林合作，根据氢光谱的强度（波长的变化和外观颜色的变化）区分了17种不同的类型。而后，这一分类系统被安妮·坎农和安东尼娅·莫里修改，产生哈佛大学光谱分类。

1897年，哈佛大学计算机组的安东妮亚·莫里将塞基分类Ⅰ型的猎户子型放在塞基Ⅰ型其余子型之前，但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。由于这个罗马数字分组没有考虑光谱的其它变化，为显示差异性因此又分成三个群组：从Ⅰ到Ⅴ，包括猎户型的恒星，表示在氢的吸收线中显示的强度越来越大；从Ⅶ到Ⅺ是塞基Ⅰ型的恒星，指氢的吸收强度开始下降；Ⅵ介于猎户型和塞基Ⅰ的中间；XIII至XVI包含塞基Ⅱ型的恒星，指具有氢吸收线减弱和太阳型金属线增加的恒星（光谱XVII至XX，包含塞基Ⅲ），并且有增加的光谱线；XXI包含塞基Ⅳ；Ⅱ和XXII包括沃尔夫·拉叶星（W-R星）。并且添加了小写字母（a是宽度平均，b是朦胧，c是尖锐）的附加分类，用以区分光谱中相对应线的外观。此后，在1897年，安东妮亚·莫里出版了恒星分类目录，称为《Spectra of Bright Stars Photographed with the 11 inch Draper Telescope as Part of the Henry Draper Memorial》，其中包括4800张照片和莫里对681颗北天明亮恒星的分析。

1901年，安妮·坎农使用字母系统排序，但只保留了O、B、A、F、G、K、M和N；并以P代表行星状星云，Q则代表一些有着特殊光谱的恒星。她还使用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。1912年，坎农将B、A、B5A、F2G改成B0、A0、B5、F2。这就是哈佛分类系统通过分析照相干版上的光谱发展出来的形式，即将来自恒星的光转化成可以读取的光谱。并且，有着一个常见来用于记忆光谱从最热到最冷类型字母顺序的绝句是：“Oh，Be A Fine Girl Kiss Me”。

20世纪20年代美国威尔逊山天文台根据有缝摄谱仪拍的光谱建立的以温度和光度（或绝对星等）为参量的二元分类系统。按光度分类的物理依据是压力效应，因为物质的电离状态除决定于温度外，还与压力有关。光度高的巨星大气中气体压力较低，物质的电离比在温度相同的光度低的矮星大气中容易，因而会在光谱中表现出来。在这一系统中，光度判据选用一些对光度敏感的谱线对的相对强度。绝对星等的光度级用小写拉丁字母表示：c表示超巨星，g表示巨星，d表示矮星等，加在哈佛系统的光谱型符号之前。例如太阳的光谱型为dG2。

大多数恒星光谱连续谱上有吸收线，少数恒星兼有发射线，或只有发射线。恒星连续谱的能量分布、谱线的数目和强度以及特征谱线所属的化学元素，均有极大的差异。建立一个光谱分类系统，通常包括3个步骤：

①选择判据，即用来区分不同光谱所依据的光谱特征，如谱线的相对强度；

②按照这些判据将足够多的光谱排队，获得标准光谱型序列；

③利用恒星的物理特征为光谱型定标，即建立光谱型和物理参量（如温度、光度等）之间的对应关系。

哈佛大学天文台于19世纪末提出。这个系统的判据是光谱中的某些特征谱线和谱带，以及这些谱线和谱带的相对强度，同时也考虑连续谱的能量分布。哈佛系统的光谱型用拉丁字母表示，组成如下的序列：

各型之间是逐渐过渡的，每型又分为十个次型，用阿拉伯数字表示：O0，...，O9；B0，...，B9；...这一序列由左到右，对应于温度的下降。最热的O型星温度约40000K，最冷的M型星约3000K。序列右端的S、R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因，恒星通常被称为“早期”或“晚期”类型，并常把O、B、A型称作早型，K、M型称作晚型，F、G型称作中型。而“早”是“热”的同义词，“晚”是“冷”的同义词。“早期”作为绝对术语是指O或B，可能还有一些A型的恒星。“晚期”的表达方式也是一样，表示光谱类型K和M型的恒星，但也可以用于其它更冷的恒星。

哈佛大学天文台于1918-1924年发表的《亨利·德雷伯星表》（HD星表）载有20余万颗星的光谱型，其中99%的星属于B~M型，O、R、N、S型很少。还有少数光谱不能归入上述序列，分别记为：P行星状星云，W沃尔夫·拉叶星。新星光谱曾记为Q，但现在已不使用。到20世纪70年代初，全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右，大部分是按物端棱镜光谱进行分类的。哈弗系统是以温度为主要参量的一元分类。其他物理因素引起的光谱特殊性，一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为：e有发射线，n谱线很模糊，s谱线很锐，c谱线特别窄而深，k有明显的星际钙线。

美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等人依据温度和光度的物理参量于20世纪40年代提出二元分类系统。温度型沿用了哈佛系统符号，光度级比威尔逊山系统精确，共分七级，用罗马数字表示：Ⅰ超巨星，Ⅱ亮巨星，Ⅲ巨星，Ⅳ亚巨星，Ⅴ主序星（矮星），Ⅵ亚矮星，Ⅶ伴星。如进一步细分，则在罗马数字后面附加小写拉丁字母来区别，如Ia最亮的超巨星，Iab亮超巨星，Ib亮度较低的超巨星。到20世纪70年代初，按MK系统分类的恒星仅2万余颗。从1967年开始，美国天文学家利用物端棱镜对HD星表中全部恒星按MK系统进行分类，此后，按二元分类的星数达到20余万颗。

MK系统中化学组成接近太阳的恒星的分类达到了最高精度，这些星通常称为“正常星”。分类中发现有些星具有各种特殊性，为了在光谱分类中表示这种差异，需要引入第三个参量。如在星族Ⅰ的G和K型巨星中，金属含量比星族Ⅱ的星高。这种差异的判断依据是氰（CN）分子的吸收强度，因而用附加符号GN和一个由3（表示CN带比正常星强得多）到-3（表示CN带弱到几乎不可见）的数字表示。如果CN强度与正常星一样，则省去这种符号。这就是以光谱型（指温度型）、光度级和化学元素丰度为参量的“三元分类”。

由于氢和其他原子的连续吸收，恒星连续辐射能量随波长的分布曲线的形状与黑体辐射仍有明显的差别。氢是最丰富的元素，对于具备有利氢原子吸收条件的恒星，氢原子的束缚-自由跃迁产生的连续吸收对连续辐射的能量分布起重要作用。在约翰·巴耳末系（364.6纳米）处辐射能量向短波方向突然下降，这种现象称为巴耳末跳跃。巴耳末跳跃的幅度与光谱型有关，可用作光谱分类的一个判据。另外，恒星的某些色指数与有效温度或光谱型有关，可用简便的多色测光法测出恒星的色指数，从而确定恒星的光谱型。

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种分类改成为现代的型态。

观测上，主要有两种手段获得大样本恒星的基本信息：

一是通过测光或光谱测量分析恒星大气的基本参数，包括表面有效温度、表面重力加速度（或者光度）、各种化学元素丰度等；利用大气参数结合恒星演化模型我们可以进一步对质量、年龄进行估计。

另一种常用手段是星震学分析，正如地震可以使地理学家了解地球内部构造一样，恒星震动也可以让天文学家推算遥远恒星的内部结构和性质，从而进一步获取恒星的质量、年龄等信息。

相较于第二种方法，第一种方法确定恒星年龄有明显局限性，该方法仅能对处于特殊演化阶段的部分恒星（如主序拐点星、亚巨星）年龄进行估计，且目前估算精度最高可以达到20%。且这一方法很难估计处于主序星和红巨星阶段的恒星年龄。而宇宙中大部分恒星处于主序阶段；由于观测亮度的局限，观测到的大部分亮星则是处于红巨星阶段及之后的演化阶段。

相比之下，星震学方法则可以给出类太阳振动恒星相对准确的质量估计，这为推测恒星年龄提供了可能。

早在2000年，美国天文学家Cuntz等人就提出理论模型，认为恒星活动性的增强是由恒星与周围行星的磁场相互作用导致的。2012年，日本学者前原裕之等人通过统计美国Kepler数据中类太阳恒星（恒星表面温度以及重力与太阳都相似的恒星）的超级耀斑事件，发现类太阳恒星超级耀斑的爆发率与普通太阳耀斑爆发率具有相同的幂律指数结果，认为单一恒星爆发超级耀斑是完全可能的。 从2019年7月开始，凌日系外行星勘探卫星对北天区展开了为期一年的中国空间站工程巡天望远镜观测，同时LAMOST望远镜自2012年起对北天区展开了持续的光谱巡天，并已经获取了千万量级的恒星光谱数据。指出恒星的色球活动与其黑子密切相关，其活动剧烈程度也与其磁场强度大致呈线性关系。另外，TESS不仅提供了从光度变化曲线上搜索超级耀斑的可能性，还提供了对恒星表面黑子所占比例进行估计的机会，而恒星表面黑子大小与恒星爆发超级耀斑的能力直接相关。

2019年3月， LAMOST 数据 Release 6 （DR6）数据集对海内外研究者正式公布，该数据集一共包含了4902个观测天区，收集了1125万条光谱数据，可供专家学者分析和研究。面对海量的天文光谱数据，LAMOST望远镜的数据处理管道软件（Pipeline）对所有光谱进行分类。通过提出一种新的基于2维傅里叶谱图像的特征提取方法，并应用于LAMOST恒星光谱数据的分类研究中。结合DR6光谱数据，选取30000条F、G和K型星光谱数据，利用短时傅里叶变换（STFT）将1维光谱数据变换成2维傅里叶谱图像，对得到的2维傅里叶谱图像采用深度卷积网络模型进行分类，得到的分类准确率是92.90%。实验结果表明通过对LAMOST恒星光谱数据进行短时傅里叶变换可得到光谱的2维傅里叶谱图像，谱图像构成了新的光谱数据特征和特征空间，新的特征对于光谱数据分类是有效的。此方法是对光谱分类的一种全新尝试，对海量天体光谱的分类和挖掘处理有一定的开创意义。

LAMOST望远镜（LAMOST）的研究成果也保持高水平产出，基于中国科学院国家天文台运行的国家重大科技基础设施郭守敬望远镜和欧洲航天局的天体测量卫星盖亚望远镜的中国空间站工程巡天望远镜观测数据，研究人员对大量样本的亚巨星结合光谱数据进行了精确的年龄测定，分析结果指出，恒星年龄和金属丰度的分布分成了两个完全不相干的部分。这一研究给出了银河系形成的演化图景，颠覆了之前对银河系形成历史的认知，重新精细地刻画出了银河系演化的历史工程图。

2022年,詹姆斯·韦伯空间望远镜（詹姆斯·韦伯空间望远镜）到达目的地，拍摄了一张包含遥远星系在内的深场照片，显示了46亿年前出现的遥远星系团SMACS 0723，这是有史以来最清晰的遥远星系的图片，这张图片包含了诸多细节， 有数千个星系以及一些仅仅发出微弱亮光的天体 ，据美国航空航天局消息，这只用了望远镜4个仪器中的1个，仅花费了12.5h的观察时间。

天体的信息由天体辐射传递。天体光谱是通过望远镜焦面上放置的分光光度计采集天体的电磁辐射按波长（或频率）大小而依次排列的图案。利用天体光谱所含的信息，将光谱学的原理和方法用于天体光谱，可以确定天体的物理性质和化学组成。天体光谱分析包括定性分析和定量分析两种。定性分析主要为谱线认证，比较光谱中已知波长的谱线位置与天体光谱中谱线的位置，从而确定天体光谱中谱线的波长，认证天体谱线的化学元素。定量分析包括测量天体的连续光谱和谱线。前者是指测量天体的连续光谱在各个波长处的强度，获得连续能量分布；后者是指测量谱线内各波长处的强度，从而得到谱线的等值宽度或谱线轮廓。通过这些参量的测量可以推断天体的物理参数，如天体的温度、压力、密度、磁场和运动速度等。

恒星光谱中的吸收线都有一定的宽度（波长范围）。在吸收线的波长范围内，辐射强度随波长的变化称为谱线轮廓。为谱线内频率处的辐射强度，为同频率连续谱的辐射强度，为总吸收，为剩余强度。谱线的宽度和谱线轮廓形状与对应谱线的核能级结构和谱线形成区的物理条件有关，包含着谱线源区的丰富信息。为推求恒星谱线轮廓的理论表达式，以便与实际观测到的谱线轮廓相比较，获得关于恒星大气结构和物理过程的知识，要先从理论上建立谱线的辐射转移方程，选择吸收中真吸收所占的比例因子ε。这些物理量都会涉及描写谱线跃迁概率的阿尔伯特·爱因斯坦跃迁系数，包括由高能级自发跃迁到低能级的自发跃迁系数，在辐射作用下由高能级向低能级跃迁的受迫跃迁系数，由低能级向高能级跃迁的受迫跃迁系数。此外，还有原子与其他粒子碰撞引起的碰撞跃迁系数和等。爱因斯坦跃迁系数是原子固有的特征参数，与辐射场和周围气体性质无关，可由量子力学方法计算得到。

最常见的谱线变化是红移和蓝移。所谓红移，就是所有的谱线都向光谱的红端平移（波长更长），原来在橙区的跑到了红区，原本红区的更红或跑到了红外。蓝移则是反向的、朝着蓝端的平移。  

光谱红移主要由三种，一种是多普勒频移，一种是引力红移，一种是宇宙学红移。在宇宙尺度上，几乎所有星系都在红移，并且距离越远，红移量越大（退行得越快）。红移和蓝移的成因很直观，就是多普勒效应：如果波源正在远离观察者，那么观察者会看到更长的波长；反过来，则波长变短。

如果恒星的谱线一会儿红移，一会儿蓝移，就说明恒星的位置在周期振荡。这种情况意味着恒星身边有个邻居绕着它转动，也可能恒星处于脉动不稳定带称为脉动变星。其中，脉动是因为恒星在膨胀和收缩，所以导致大气包层在靠近和远离我们，即出现多普勒频移。而双星系统中则是由于恒星和伴星的相互绕转，使得恒星整体在靠近或远离我们造成的多普勒频移。 

在实际观测到的恒星光谱中，每条谱线都不是清晰锐利的一根细线，而是模糊宽泛的。电子跃迁对能量的要求非常严格，跃迁过程产生能量的差异导致谱线变宽。但并非表明这颗恒星上的电子比较通融，而是因为在这颗恒星上，有的部位在远离地球，有的部位则试图向地球靠拢，还有许多部位保持中立。通过测量谱线展宽的幅度，就可以推算出恒星自转的速度线。  

有些恒星的谱线会周期性地分分合合，一会儿裂成两根，一会儿合成一根。表明这不是一颗，而是一对离得很近的双星。这种谱线离合，其实是前面所说的谱线振荡的双星叠加效果。两颗恒星高速互绕时，会周期性地出现一来一去（谱线分裂）和左右平动（谱线合拢）的视觉效果。如果这对双星的大气成分不同、光度也有差异，相互遮掩时就会红红蓝蓝，明明暗暗，分分合合。