По спектрам звезд астрологи изучают строение и состав звезд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют перемещение звезд в пространстве.
Спектры звезд в первый раз стали исследовать в начале XIX в. Но в то время еще не были известны законы спектрального анализа (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Только по окончании открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически замечать звездные спектры.
Первые наблюдения были визуальными, производились они посредством спектроскопа. Использование фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным изучениям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала много звездных спектров за одну экспозицию.
На базе бессчётных снимков спектров звезд, взятых в Соединенных Штатах на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была создана детальная классификация звездных спектров. С маленькими трансформациями она используется и на данный момент. Эта классификация звездных спектров именуется гарвардской. Отдельные классы звезд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 по окончании буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с 05. Последовательность спектральных классов отражает постоянное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит следующим образом:
О — В — A — F — G — К — М.
В спектральном классе М имеется разветвление, показывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S.
Большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность постоянна: характеристики звезд медлено изменяются при переходе от одного класса к второму.
Гарвардская спектральная классификация звезд основана на числе и виде спектральных линий. В простом звездном спектре, как и в спектре Солнца, они выглядят чёрными линиями на ярком фоне постоянного спектра. Линии принадлежат разным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен по большей части температурой звезды. Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем броские звезды, являющиеся обычными представителями их.
Класс О — самые тёплые звезды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности — в среднем около 40 000 К. В их спектрах главными линиями являются не сильный линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия. Пример: ?, ? и ? Ориона.
Класс В — менее тёплые звезды. Т?15 000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: Спинка.
Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются не сильный линии металлов. Т?8500 К. Пример: Вега, Сириус.
Класс F — линии водорода стали не сильный, чем у класса А, довольно много линий ионизованных металлов, в частности железа. Т?6600 К. Пример: Канопус, Процион.
Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Т?5500 К. Пример: Капелла, альфа Центавра, Солнце.
Класс К — звезды, более холодные, чем Солнце. Т?4100 К. Линии водорода весьма не сильный, линии нейтральных металлов усилены, видны не сильный полосы молекул СН и CN. Примеры: Арктур.
Класс М — самые холодные звезды. Т?2800 К. Интенсивны линии металлов, и полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны чёрные полосы циана и углерода, а в классе S — окиси циркония. Примеры: Бетельгейзе, Антарес, Мира Кита.
Интенсивность спектральных линий в разных классах отлично видна на рисунке (с. 267), где по горизонтальной оси отложены спектральные классы, а по вертикальной — интенсивности линий разных химических элементов.
Не смотря на то, что спектральная классификация звезд основана на чертях спектральных линий, постоянный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, кроме этого значительно изменяется при переходе от класса О к классу М. У тёплых звезд О и В усилена светло синий часть спектра и не сильный красная; звезды F и G имеют громаднейшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят в основном в красной области и мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звезд: О и В — голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — красноватые (оранжевые), М — красные.
Классификация, рассмотренная выше, есть одномерной, поскольку главной чёртом, учитываемой в ней, есть температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса имеется звезды-звезды и гиганты-карлики (см. Звезды). Они различаются по плотности газа в воздухе, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд.
В 1953 г. была создана новая, уточненная двумерная классификация звезд. По данной классификации у каждой звезды не считая спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от І до V. Цифра I относится к сверхгигантам, II—III — к гигантам, IV — к субгигантам, и цифра V характеризует карлики. В данной новой классификации спектральный класс звезды Веги выглядит как AOV, Бетельгейзе — М21, Сириуса — AIV. Новая классификация разрешает определять расстояния до звезд по их спектрам и видимым звездным размерам. на данный момент она есть общепринятой и обширно употребляется в астрономии.
На данный момент известны спектральные классы многих сотен тысяч звезд. Изданы объемистые каталоги спектров звезд. Работы по спектральной классификации звезд обширно и удачно ведутся в СССР.
Все сообщённое выше относится к обычным звездам. Но во Вселенной имеется очень много нестандартных звезд с необыкновенными спектрами. К ним относятся в первую очередь так именуемые эмиссионные звезды. Для их спектров свойственны не только чёрные (либо поглощательные) линии, но и яркие линии излучения, более броские, чем постоянный спектр. Такие линии именуются эмиссионными. Присутствие в спектре звезды эмиссионных линий обозначается буквой «е» по окончании спектрального класса. Так, имеются звезды Be, Ае, Me. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Of. Существуют необыкновенные звезды, открытые французскими астрологами Вольфом и Райе. Спектры этих звезд складываются из широких эмиссионных полос на фоне не сильный постоянного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. Сейчас были открыты инфракрасные звезды, каковые в видимой области спектра мало либо совсем не излучают; практически всю собственную энергию они излучают в невидимой инфракрасной области спектра. Их температура не превышает 1800 К.