Eine Einteilung der Spektren von Sternen nach abnehmender Oberflächen- bzw. Effektivtemperatur, die auf der Harvard-Klassifikation beruht. Jeder Klasse ordnete man einen Buchstaben zu. Die heute international anerkannte Sequenz lautet seit etwa 1999:

O, B, A, F, G, K, M, L, T

was man sich mit dem Satz 'Oh, Be A Fine Girl, Kiss My Lips Tenderly.' (oder ähnlichen) merken kann. Mein Beitrag zu deutschen Merksätzen lautet: 'Ordentliche Bälle Aus Feurigem Gas Können Mehr Leuchten, Tja!'.

Achtung, das ist neu!

Die Sequenz OBAFGKMRNS ('Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Smack!') ist nicht mehr gebräuchlich, weil RNS-Typen recht selten sind. Die Spektraltypen L und T haben sich durchgesetzt, weil seit den 1990er Jahren immer mehr Ultrakühle Zwergsterne (engl. ultra cool dwarfs, UCDs) entdeckt wurden. UCDs sind massearme Sterne, Braune Zwerge und jupiterartige Planeten.
Die einzelnen Klassen werden nochmals feiner durch die Abfolge der Ziffern 0, 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9 unterteilt. So ist beispielsweise der Typ F5 exakt zwischen den Typen F0 und G0.

spektrale Eigenschaften der Spektraltypen

• O: dominante Linien ionisierten Heliums (HeII), Wasserstoff-Linien sind unterdrückt.
• B: Balmer-Serie des Wasserstoffs ist zunehmend, neutrales Helium (HeI) ist stark ausgeprägt, während HeII nicht vorhanden ist.
• A: dominante Wasserstoff-Linien und schwache Beiträge ionisierter Metalle, wie einfach ionisiertes Kalzium (CaII).
• F: ionisiertes Kalzium (CaII) wird stärker, wohingegen relative Stärken von Wasserstoff-Linien abnehmen.
• G: CaII ist besonders stark, Wasserstoff nimmt weiterhin ab, während nun auch viele neutrale Metalle auftauchen. Die Sonne hat einen Spektraltyp G2.
• K: Dies ist die Domäne der Metalllinien. Außerdem finden sich nun auch aufgrund signifikant tieferer Temperaturen Moleküllinien mit charakteristischen Bandenspektren (rotatorische und vibronale Freiheitsgrade).
• M: Die neutralen Metalllinien sind beobachtbar, wie beispielsweise Kalzium. Daneben gibt es Titanoxidbanden.
• L: Diese neue Klasse zeigt Liniensysteme von Metallhydriden (z.B. CrH, FeH). Daneben gibt es Anzeichen von neutralen Alkaliatomen wie Natrium (NaI), Kalium (KI), Rubidium (RbI), Cäsium (CsI), die im roten und nahinfraroten Bereich strahlen.
• T: T-Zwerge zeigen Banden des Wassermoleküls (H₂O) und Methan (CH₄). Diese 'kühlsten Typen' strahlen typischerweise im Infrarot, oberhalb Wellenlängen von einem Mikrometer (=Mikron).

Extrawürste

Im Prinzip reichen die Spektraltypen O bis M, weil 99% aller Sterne in diesem Bereich liegen. Die Sonderklassen R, N und S gelten für Riesensterne, so genannte AGB-Sterne. AGB ist ein englisches Akronym für asymptotic giant branch, also dem asymptotischen Riesenast, einem speziellen Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sterne. AGB-Sterne haben einen Heliumkern und um diesen Kern einen Mantel, in dem Wasserstoffbrennen abläuft (Schalenbrennen). Die AGB-Phase ist kurz und instabil. Deshalb sind RNS Typen recht selten und haben heute den Status von Sonderklassen.

Spektraltypen L und T

Die neuen Spektraltypen L und T wurden von Davy Kirkpatrick vom Caltech 1999 vorgeschlagen. Vom Temperaturbereich her liegen L-Zwerge im Bereich zwischen 2100 und 1300 Kelvin, während T-Zwerge sich daran von 1300 bis 800 Kelvin anschließen. Diese letztgenannte Temperatur von etwa 500 ?C wird von jeder Kerzenflamme leicht überschritten! Bei diesem Vergleich gilt es jedoch zu beachten, dass für den Astronomen nicht nur die Temperatur, sondern auch die Größe der strahlenden Fläche von Belang ist. Beide Größen zusammen bestimmen den astronomisch wesentlichen Parameter Leuchtkraft (siehe Gleichung im Eintrag Effektivtemperatur).
Die Wolf-Rayet-Sterne erhalten bisweilen auch den Spektraltyp W, während die T Tauri-Sterne auch mit dem Spektraltyp T bezeichnet werden.

Wie berechne ich die Farbe eines Sterns?

Man kann diesen Spektraltypen eindeutig Sternfarben zuweisen, weil die Effektivtemperatur über das Planck-Gesetz (thermische Strahlung) bzw. das Wiensche Verschiebungsgesetz eine bestimmte Wellenlänge maximaler Intensität festlegt (siehe Gleichung rechts). So sind O-, B- und A-Sterne blau, F-Sterne blauweiß, G-Sterne weiß bis gelb (z.B. die Sonne), K-Sterne orange bis rot und alle Klassen darunter rot.

Anhängsel verraten Details

Man fügt an die Symbole für Spektralklasse und Dezimalzahl ein Suffix an, das Besonderheiten des Spektrums charakterisiert. Die Vereinbarung lautet:

• e weist auf Emissionslinien hin (engl. emission), häufig Wasserstofflinien (Lyman-, Balmer-Serie).
• f kennzeichnet ebenfalls Emissionslinien, aber diejenigen von Helium und Neon.
• k ist eine Abkürzung für die K-Linie und weist auf ausgeprägte, interstellare Spektrallinien von Kalzium hin.
• m als Abkürzung für metals, also starken Metalllinien. Dies ist erst – wie aus obiger Diskussion ersichtlich – ab Spektraltypen unterhalb von A zu erwarten.
• n als Abkürzung für nebulous (dt. nebulös) weist auf diffuse Spektrallinien hin. Dies ist die Folge einer hohen Rotation des Sterns.
• neb leitet sich von nebula (dt. Nebel) ab. Das Spektrum eines interstellaren Nebels ist also mit dem des Sterns vermischt.
• nn kennzeichnet noch diffusere Spektrallinien als n.
• pec kennzeichnet spektrale Besonderheiten (engl. pecularity).
• s weist auf scharfe (engl. sharp), d.h. enge Spektrallinien hin.
• v oder var (engl. variable) kennzeichnet ein variables Spektrum.
• wl für weak lines (dt. schwache Linien) weist auf einen metallarmen Stern hin.

Ein bekanntes Beispiel für diese Nomenklatur sind die Be-Sterne, also Sterne vom Spektraltyp B und starken Emissionslinien. Es handelt sich meist um periodisch auftretende Linien der Balmer-Serie von Wasserstoff.

Leuchtkraftklasse

Ein weiteres Suffix ist die Leuchtkraftklasse oder Yerkes-Leuchtkraftklassen. Sie wird als römische Ziffer angehängt.
Es gibt auch die alternative Vereinbarung, die diese Information durch lateinische Buchstaben als Präfixe symbolisiert. Hier lautet die Regelung:

• c für einen Überriesen (engl. supergiant),
• d für einen Zwerg (engl. dwarf),
• g für einen Riesen (engl. giant),
• sd oder SD für einen Unterzwerg (engl. subdwarf),
• w, wd oder D für einen Weißen Zwerg (engl. white dwarf).

So ist der Spektraltyp der Sonne G2V oder alternativ dG2, also ein Hauptreihenstern (V) bzw. ein (gelber) Zwerg (d) mit starken Spektrallinien ionisiertem Kalziums und einiger neutraler Metalle (G2).