OBAFGKM是恒星光谱分类的顺序代号，它把恒星从最热到最冷排列成一个序列。这个看似简单的字母序列，是恒星天文学最伟大的成就之一——它将数百万颗恒星有序地组织在同一个框架中，揭示了恒星温度、颜色、质量、半径、光度、寿命之间的内在联系。哈佛大学的女性天文学家们在20世纪初完成了这项分类，她们从数十万张光谱照片中辨认出恒星的光谱特征，用智慧和耐心为现代恒星物理学奠定了基础。理解OBAFGKM分类，就是理解恒星的本质——为什么有的恒星是蓝色的，有的是黄色的，有的是红色的；为什么有的恒星寿命只有几百万年，有的却能燃烧万亿年。
19世纪下半叶，物理学迎来一个革命性的工具——光谱仪。当光通过棱镜或光栅，分解成彩虹般的光谱，其中暗线（吸收线）或亮线（发射线）携带着物质成分的信息。
1859年，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫和罗伯特·本生（本生灯发明者）发现：每种元素都有独特的光谱指纹。从此，天文学家可以通过分析星光确定恒星的化学成分。
但问题来了：成千上万颗恒星的光谱各不相同，它们如何分类？是否存在某种秩序？
1880年代，哈佛大学天文台台长爱德华·皮克林启动了一项雄心勃勃的计划——对全天恒星进行光谱分类。他雇佣了一群女性“计算机”（当时对计算员的称呼），负责测量和分析光谱照片。
这些女性天文学家被戏称为“皮克林的后宫”，但她们做出了天文学史上最伟大的贡献之一。
主要贡献者：
| 人物 | 贡献 |
|---|---|
| 威廉明娜·弗莱明 | 建立了最早的恒星光谱分类系统（A-N字母） |
| 安妮·坎农 | 改进分类系统，创建OBAFGKM序列 |
| 安东尼娅·莫里 | 发现恒星光谱的精细分类，为赫罗图奠基 |
| 亨丽爱塔·勒维特 | 发现造父变星周光关系 |
弗莱明最初将恒星分为A、B、C、D、E、F、G、H、I、J、K、L、M、N共14类（A-N），依据是氢线的强度。她认为A型氢线最强，N型最弱。
但问题出现了：A、B、C、D等类别并非按温度排列，而是按氢线强度排列。后来发现，氢线强度随温度先增后减——A型恒星温度恰好使氢线最强，更热的恒星氢线反而变弱。
1901年，坎农对系统进行了彻底改革。她发现，按温度重新排列后，字母可以简化为O、B、A、F、G、K、M七个主要类型。她把O型留给最热的恒星，M型是最冷的。她保留了少数特殊类型（如R、N、S），但OBAFGKM成为主流。
因为它是从旧的字母系统改造来的。A型原本是氢线最强的，后来发现它并非最热。于是天文学家保留了A的字母，但把它从第一个移到了第三个。所以OBAFGKM不是按字母顺序，而是按温度顺序。
1922年，国际天文学联合会正式采用坎农的恒星分类系统，成为国际标准。坎农的分类系统至今仍是基础。
1943年，美国天文学家威廉·威尔逊·摩根和菲利普·基南建立了摩根-基南系统（MK系统），在光谱型（OBAFGKM）基础上增加了光度级（I、II、III、IV、V），形成了今天的光谱-光度分类。
坎农于1941年去世。她一生共分类了约35万颗恒星的光谱，至今无人超越。她的墓碑上只有一行字：“安妮·坎农，天文学家。”
OBAFGKM序列是从最热到最冷排列的。每个大类又细分为10个亚型，用数字0-9表示。
| 光谱型 | 有效温度 (K) | 颜色 | 氢线强度 | 特征谱线 |
|---|---|---|---|---|
| O型 | 30,000 - 50,000 | 蓝色 | 很弱 | 电离氦、电离氮 |
| B型 | 10,000 - 30,000 | 蓝白色 | 弱 | 中性氦、氢线增强 |
| A型 | 7,500 - 10,000 | 白色 | 最强 | 氢线极强 |
| F型 | 6,000 - 7,500 | 黄白色 | 强 | 金属线开始出现 |
| G型 | 5,000 - 6,000 | 黄色 | 中等 | 钙线、铁线显著 |
| K型 | 3,500 - 5,000 | 橙色 | 弱 | 金属线强、分子带 |
| M型 | 2,500 - 3,500 | 红色 | 很弱 | 分子带（TiO）显著 |
为什么不同温度的恒星光谱如此不同？这取决于原子的电离状态和激发态分布。
萨哈方程（1920年）解释了这一现象：
在高温恒星（O、B型）中：
在中温恒星（A型）：
在低温恒星（K、M型）：
印度天体物理学家梅格纳德·萨哈的方程解释了光谱型与温度的关系。他证明：光谱型本质上反映的是温度，而不是不同的化学成分。所有主序星都有相似的成分，只是温度不同。
O型恒星：
B型恒星：
A型恒星：
F型恒星：
G型恒星：
K型恒星：
M型恒星：
虽然M型恒星数量最多（占76%），但它们贡献的质量只占银河系的约30%，光度只占约1%。这是因为它们太小太暗。反之，O型恒星虽然极其罕见，但它们贡献了银河系大部分的光度。
1990年代，天文学家发现了比M型更冷的天体——它们温度太低，无法维持氢核聚变，不是真正的恒星，而是褐矮星。这需要新的光谱型：
| 光谱型 | 温度 (K) | 特征 | 发现时间 |
|---|---|---|---|
| L型 | 1,300 - 2,400 | 金属氢化物（FeH、CrH） | 1990s |
| T型 | 500 - 1,300 | 甲烷（CH₄）吸收带 | 1990s |
| Y型 | <500 | 氨（NH₃）吸收带 | 2010s |
白矮星是恒星演化的终点，光谱型用D表示（Degenerate）。D型又分为：
碳星是富碳的巨星，光谱型用C表示（原R、N型）。它们的光谱以碳分子（C₂、CN）为主，颜色偏红。
沃尔夫-拉叶星是极热的大质量恒星，光谱型用W表示（或WR）。它们正在高速流失物质，光谱以宽发射线为主。
对于主序星，光谱型几乎决定了恒星的一切性质：
| 性质 | O型 | B型 | A型 | F型 | G型 | K型 | M型 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 质量 (M☉) | >16 | 2-16 | 1.4-2.1 | 1.04-1.4 | 0.8-1.04 | 0.45-0.8 | <0.45 |
| 半径 (R☉) | >6 | 2-6 | 1.4-2 | 1.1-1.4 | 0.8-1.1 | 0.6-0.8 | <0.6 |
| 光度 (L☉) | >30,000 | 25-30,000 | 5-25 | 1.5-5 | 0.6-1.5 | 0.08-0.6 | <0.08 |
| 寿命 (年) | <1000万 | 千万-亿 | 约10亿 | 20-30亿 | 约100亿 | 150-300亿 | >1000亿 |
| 数量比例 | <0.00003% | 0.1% | 0.6% | 3% | 7.5% | 12% | 76% |
| 典型颜色 | 蓝色 | 蓝白色 | 白色 | 黄白色 | 黄色 | 橙色 | 红色 |
主序星的质量与光度之间存在幂律关系：
$$L \propto M^{3.5}$$
这意味着：
大质量恒星虽然耀眼，但代价是寿命极短：
| 光谱型 | 寿命（年） | 与太阳比较 |
|---|---|---|
| O型 | 100万-1000万 | 1/100-1/1000 |
| B型 | 1000万-1亿 | 1/10-1/100 |
| A型 | 约10亿 | 1/10 |
| G型 | 约100亿 | 1 |
| K型 | 150-300亿 | 1.5-3倍 |
| M型 | 1000亿-万亿 | 10-100倍 |
宇宙中绝大多数恒星是M型红矮星，它们可能比宇宙本身还长寿。
天文学家通过光谱仪获取恒星光谱，然后：
1. 识别特征谱线（氢线、氦线、钙线、分子带等）
2. 比较谱线强度比（如Ca II H/K vs Hδ）
3. 确定温度亚型（数字0-9）
4. 确定光度级（V、III、I等）
现代大型巡天（如SDSS、LAMOST）可以同时获取数万颗恒星的光谱。
中国的大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（LAMOST，郭守敬望远镜）是世界上光谱获取率最高的望远镜，已获取超过2000万条恒星光谱，为恒星分类研究做出了巨大贡献。
摩根-基南系统在光谱型后添加罗马数字表示光度级：
| 光度级 | 名称 | 说明 |
|---|---|---|
| I | 超巨星 | 最亮，最稀有 |
| II | 亮巨星 | 介于I和III之间 |
| III | 普通巨星 | 离开主序的恒星 |
| IV | 亚巨星 | 介于III和V之间 |
| V | 主序星（矮星） | 正在氢燃烧的恒星 |
例子：
光谱分类揭示了恒星演化的逻辑：
不同光谱型的恒星，宜居带位置不同：
M型红矮星周围的行星虽然容易探测，但可能面临潮汐锁定和耀斑爆发等问题。
光谱分类揭示了银河系的恒星人口：
太阳是G2V型恒星，这种光谱型被认为特别适合生命：
“我们是一颗G型主序星的孩子。如果太阳是O型，它早就爆炸了；如果太阳是M型，它的宜居带太近，生命可能无法承受耀斑的轰击。我们恰好处在‘刚刚好’的位置。”
虽然大多数主序星有相似的成分，但存在微小差异（金属丰度）。这些差异如何影响恒星演化？金属丰度极低的第二星族星和第三星族星（理论上的第一代恒星）是什么样？
褐矮星与M型恒星之间是否存在清晰的边界？质量约0.075 M☉是氢聚变的下限，但这一边界是否绝对？
有些恒星金属丰度异常高（超金属丰度），它们如何形成？是否与行星系统有关？
大质量恒星演化到沃尔夫-拉叶阶段后，最终会成为什么？超新星？直接坍缩成黑洞？