Wird das Licht eines Sterns mit Hilfe eines Spektrographen zerlegt, entsteht ein charakteristisches Spektrum. Heisse, bläuliche Sterne senden den Grossteil ihrer Strahlung im kurzwelligen, ultravioletten Bereich ab. "Kühle" orange und rötliche Sterne senden hingegen fast kein blaues Licht aus; ihr Strahlungsmaximum liegt tief im Infraroten. Zudem zeigen Spektren heisser Sterne weniger und von anderen Elementen stammende Absorptionslinien als diejenigen der "kühleren", bei denen zudem Molekülbanden einen markanten Teil des Farbenkontinuums verdecken. Sterne mit ähnlichen Eigenschaften werden in Spektralklassen unterteilt. Die Reihenfolge ist historisch bedingt O, B, A, F, G, K, M und R, S, N für die kalten, roten Kohlenstoffsterne, die hier als C (Carbon) zusammengefasst werden:

Spektralklasse O: mit einer Temperatur von bis zu 50'000K in der Photosphäre ausserordentlich heisse, leuchtkräftige und kurzlebige, bläulich leuchtende Sterne; die auffälligsten Absorptionslinien stammen von ionisiertem und elementarem Helium sowie Wasserstoff.
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O6 Ia Lambda Cephei

Spektralklasse B: heisse, leuchtkräftige Sterne, deren Photosphären Temperaturen bis 20'000K erreichen; Lebensdauer etwa 100 Millionen Jahren; die Spektren werden von elementarem Helium und Wasserstoff dominiert.
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B8 Ia Beta Orionis (Rigel)

Sonderfall Be-Sterne mit markanten Emissionslinien, die von leuchtenden Gasscheiben herrühren, welche diese Sterne umgeben.
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B1 Ie P Cygni

Spektralklasse A: weissliche Sterne mit Temperaturen um 9'000K; die Spektren zeichnen sich durch starke Wasserstofflinien der Balmerserie aus.
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A2 Ia Alpha Cygni (Deneb)

Spektralklasse F: weiss-gelbliche Sterne mit rund 7'000K Photosphärentemperatur; in den Spektren vermehren sich die Absorptionslinien, so dass nebst denen des Wasserstoffs solche von Metallen wie Natrium erkennbar werden.
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F5 IV/V Alpha Canis Minoris (Prokyon)

Sonderfall Cepheiden: sie sind eine Besonderheit im Übergangsbereich der Spektralklassen F und G; es handelt sich um instabile, pulsierende Riesensterne.
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F5-G3 Ib Delta Cephei

Spektralklasse G: zu ihnen gehört auch unsere Sonne; sie zählen mit einer Temperatur von etwa 5'500K bereits zu den durchschnittlichen bis "kühleren" Sternen im Weltraum mit mässiger Leuchtkraft; Lebensdauer bis 10 Milliarden Jahre; Metalle wie Kalzium, Eisen oder Natrium dominieren ihre Spektren.
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G8 III Alpha Aurigae (Capella)

Spektralklasse K: orange Sterne, die Temperaturen in der Photosphäre um 4'000K besitzen; nebst vielen Absorptionslinien kommen Banden der Moleküle CH, CN und Titanoxid vor.
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K3 II/III Alpha Hydrae (Alphard)

Spektralklasse M: rötliche Sterne mit "geringen" Temperaturen um 2'500K; zahlreiche Molekülbanden und viele Absorptionslinien unterbrechen das Farbenkontinuum.
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M2 Ia My Cephei (Granatstern)

Sonderfall Mira-Sterne: Besonderheit der Spektralklassen K und M; instabile, pulsierende Riesensterne, die Wasserstoff-Emissionslinien und viele Molekülbanden in ihren Spektren vorweisen.
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M7 IIIe Omikron Ceti (Mira)

Kohlenstoff-Sterne sind ähnlich denen der Spektralklassen K und M; ihre Spektren werden aber von Kohlenstoffmolekülbanden dominiert.
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Carbon V Aquilae

Spektren von Novae: Wenn in einem engen Doppelsternsystem viel Material von einem Begleitstern zu einem Weissen Zwerg gelangt, kann eine Nova stattfinden. Innert kürzester Zeit ändert sich das Spektrum grundlegend, Emissionslinien werden zu Lasten des Farbenkontinuums immer markanter.
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Nova Delphini (29.08.2013)

Spektren von Nebeln: Planetarische- und Emissionsnebel zeigen kein Absorptions- sondern ein Emissionsspektrum. Sie werden durch das sehr kurzwellige Licht eines oder mehrerer heisser Sterne zum Eigenleuchten angeregt.
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M57 Ringnebel


Quellen