Die Spektralklassen sind eine Einteilung von Sternen basierend auf ihrer Oberflächentemperatur und den Spektrallinien, die in ihrem Licht sichtbar sind. Diese Linien, ob Absorptions- oder Emissionslinien, hängen direkt mit der Temperatur des Sterns zusammen, da die verschiedenen Elemente bei unterschiedlichen Temperaturen ionisiert werden können. Die Klassifikation reicht von O bis M, wobei Sterne der Klasse O die heißesten und die der Klasse M die kühlsten sind.

Traditionell spricht man bei den Klassen O bis A von „frühen“ Spektralklassen, während F bis G als „mittlere“ und die restlichen Klassen als „späte“ Spektralklassen bezeichnet werden. Diese Begriffe stammen aus einer mittlerweile veralteten Annahme, dass die Spektralklasse den Entwicklungsstand eines Sterns widerspiegelt. Trotz dieser überholten Vorstellung werden diese Begriffe immer noch verwendet, um die relative Position eines Sterns innerhalb der Reihenfolge der Spektralklassen zu beschreiben.

Um die Klassifikation weiter zu verfeinern, werden die einzelnen Klassen zusätzlich in Abstufungen von 0 bis 9 unterteilt. So ist ein Stern der Klasse M0 heißer als einer der Klasse M9. Mit fortschreitender Technologie und besseren Instrumenten wurden Zwischenklassen eingeführt, wie zum Beispiel B0.2, B0.5 und B0.7, um eine noch genauere Differenzierung zu ermöglichen. Diese feinen Abstufungen helfen dabei, die Vielfalt der Sterne innerhalb einer Spektralklasse besser zu erfassen.

Die sieben Haupttypen der Spektralklassen, die O, B, A, F, G, K und M umfassen, decken etwa 99 % aller bekannten Sterne ab. Deshalb werden andere, seltenere Klassen oft vernachlässigt.

Übersicht der Spektralklassen:

• O-Klasse: Bläuliche Sterne mit Oberflächentemperaturen von 30.000 bis 50.000 K. Diese Sterne zeigen ionisiertes Helium (He II) in ihrem Spektrum und sind extrem massereich. Beispiele: Mintaka, Naos.
• B-Klasse: Blau-weiße Sterne mit Temperaturen von 10.000 bis 30.000 K. Hier dominieren neutrale Heliumlinien (He I) und die Balmer-Serie von Wasserstoff. Beispiele: Rigel, Spica, Achernar.
• A-Klasse: Weiß bis leicht bläuliche Sterne mit Temperaturen zwischen 7.500 und 10.000 K. Wasserstofflinien und Calcium (Ca II) prägen ihr Spektrum. Beispiele: Wega, Sirius, Altair.
• F-Klasse: Weiß-gelbe Sterne mit Temperaturen von 6.000 bis 7.500 K. Hier treten Calciumlinien und andere Metalllinien deutlich hervor. Beispiele: Prokyon, Canopus, Polarstern.
• G-Klasse: Gelbe Sterne mit Temperaturen von 5.300 bis 6.000 K. Ihr Spektrum zeigt starke Metalllinien, insbesondere von Eisen. Beispiele: Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A.
• K-Klasse: Orangefarbene Sterne mit Temperaturen von 3.900 bis 5.300 K. Ihre Spektren sind durch starke Metalllinien und Titan(IV)-oxid geprägt. Beispiele: Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani.
• M-Klasse: Rot-orangefarbene Sterne mit Temperaturen zwischen 2.300 und 3.900 K. Ihr Spektrum zeigt Titanoxidlinien. Beispiele: Beteigeuze, Antares, Proxima Centauri.

Spektralklassen außerhalb der Hauptsequenz:

Neben diesen sieben Hauptklassen gibt es auch spezielle Klassen, die bestimmte Arten von Sternen oder Himmelsobjekten repräsentieren:

• Kohlenstoffsterne: Diese Sterne werden in den Klassen C und S klassifiziert, wobei frühere Klassenbezeichnungen wie R und N heute oft als C-R und C-N geführt werden.
• Wolf-Rayet-Sterne: Diese heißen und massereichen Sterne werden mit den Bezeichnungen WN, WC oder WO eingeordnet.
• Braune Zwerge: Objekte, die zu wenig Masse haben, um Wasserstofffusion zu zünden, werden in die Klassen L, T und Y eingeteilt.
• Weiße Zwerge: Ausgebrannte Sterne, die in verschiedenen Klassen (DA, DB, DC usw.) zusammengefasst werden.
• Planetarische Nebel: Überreste ausgebrannter Sterne, die oft einen Weißen Zwerg im Zentrum enthalten und die Klasse Pv erhalten.

Die Klassifikation der Sterne anhand ihrer Spektralklassen bleibt eines der wichtigsten Instrumente in der Astronomie, um Sterne nach Temperatur, Masse und chemischer Zusammensetzung einzuordnen.