Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.

Einleitung Die Klassifizierung von Sternen ist ein wichtiger Bestandteil der Astronomie. Dank verbesserter Technik können Sterne in immer genauer definierte Kategorien eingeteilt werden. In der modernen Astronomie spielen zwei Eigenschaften von Sternen eine entscheidende Rolle: dies sind einerseits die absolute Helligkeit resp. Leuchtkraft eines Sterns, andererseits das Farbspektrum, welches im Wesentlichen abhängig von der Oberflächentemperatur des Sterns ist. Oftmals wird das Farbspektrum des Sterns als Spektralklasse kategorisiert.

Messbare Eigenschaften Helligkeitsmessung Die Helligkeit eines Sterns wird üblicherweise als scheinbare Helligkeit in einem definierten Wellenlängenbereich gemessen. Weit verbreitet ist dabei das visuelle V-Band, welches in etwa dem menschlichen Helligkeitsempfinden entspricht. Bestimmt man die scheinbare Helligkeit innerhalb mehrerer Filterbänder und kalibriert die Werte gegeneinander, so spricht man von einem photometrischen System. Durch Vergleich dieser kalibrierten Werte lassen sich die sogenannten Farbindizes ermitteln. Wenn zusätzlich die Entfernung bestimmt werden kann, zum Beispiel mittels der Methode der Parallaxe, so kann durch Kombination mit der gemessenen scheinbaren Helligkeit die absolute Helligkeit eines Sterns im entsprechenden Filterband ermittelt werden.

Farbspektrum des Sterns, respektive Spektralklasse Das Farbspektrum eines Sternes zeigt vielerlei Spektrallinien. Diese können gemessen werden, indem man das Sternenlicht spektroskopiert. Die Verteilung dieser Spektrallinien hängt im Wesentlichen von der Oberflächentemperatur des Sterns ab, wird aber auch erheblich von seiner chemischen Zusammensetzung beeinflusst. Die Metallizität gibt hierbei die Verunreinigung des Sterns mit Elementen an, die nicht Wasserstoff oder Helium sind.

Interpretation Eine wichtige Klassifikation ist die sogenannte MK- respektive Yerkes-Klassifikation bestehend aus Spektralklasse und Leuchtkraftklasse. Die Spektralklasse lässt sich anhand der Spektrallinien nachweisen. Das Konzept der Spektralklasse bildet einen wichtigen Pfeiler bei der Kategorisierung von Sternen, ist aber für sich alleine nicht aussagekräftig, da äußerst unterschiedliche Sterne in dieselbe Spektralklasse fallen können. Mit der absoluten Helligkeit bekommt man eine zweite grundlegende Eigenschaft, um Sterne einzuteilen. Diese ist jedoch deutlich schwieriger zu messen, was vor allem auf die schwierig zu bestimmende Entfernung zurückzuführen ist. Eine Möglichkeit zur Lösung dieses Problems ist, die absolute Helligkeit respektive die Leuchtkraft ebenfalls indirekt aus dem Sternspektrum abzuleiten. Dies ist die sogenannte Leuchtkraftklasse des MK-Systems. Physikalisch betrachtet hängt die Spektralklasse von der Oberflächentemperatur des Sterns ab, während die Leuchtkraftklasse von der Oberflächengravitation des Sterns abhängt.

Bedeutung für eine Aussage über die Sterneigenschaften Die absolute Helligkeit eines Sterns hängt zu einem entscheidenden Teil von seiner Masse sowie seinem Entwicklungszustand ab. Üblicherweise werden Sterne mit fortlaufendem Alter immer heller. Die Leuchtkraftklasse eines Sterns ist durch Eigenschaften bestimmt, die von seiner Leuchtkraft abhängen; dies sind insbesondere die Breite und die Stärke (Höhe) der Spektrallinien. So haben Riesensterne eine geringere Schwerebeschleunigung in ihrer Photosphäre als Zwergsterne gleicher Temperatur, was eine geringere Druckverbreiterung der Linien bewirkt, wogegen die Spektralklasse Eigenschaften berücksichtigt, die primär von seiner Oberflächentemperatur abhängen.

Darstellung der Eigenschaften mini|300px|Darstellung aller Sterne des Gaia-DR2-Katalogs in einem Farben-Helligkeitsdiagramm. Das dicke diagonale Band entspricht der Hauptreihe (), während das schmale Band unten links aus Weißen Zwergen gebildet wird.

Die Werte für Spektralklasse und absolute Helligkeit werden im Hertzsprung-Russell-Diagramm dargestellt. Dort erkennt man die sogenannte Hauptreihe, ein Band von Sternen mit definierter Spektralklasse und korrespondierender absoluter Helligkeit. Die Hauptreihe existiert, weil Sterne sich im Verlauf ihrer Entwicklung am längsten im Stadium des stabilen Wasserstoffbrennens befinden. Während dieser Phase ändern die Spektralklasse sowie auch die absolute Helligkeit nur wenig. Die Position eines Sterns innerhalb der Hauptreihe hängt hauptsächlich von seiner Ausgangsmasse (ZAMS) ab. Erst wenn das stabile Wasserstoffbrennen endet, beginnt bei massereicheren Sternen die Bewegung weg von der Hauptreihe auf den sogenannten Riesenast. Es existieren verschiedene alternative Darstellungsmöglichkeiten, um die Eigenschaften der Sterne zu visualisieren. Eine davon ist das Farben-Helligkeits-Diagramm, wobei Farbindizes anstelle der Spektralklasse dargestellt werden. Die bekanntesten Populationen wie Hauptreihe und Riesenäste sind auch in diesen Darstellungen erkennbar. Dank moderner Durchmusterungsprogramme wie zum Beispiel der Raumsonde Gaia, konnten diese Eigenschaften mittlerweile für Milliarden von Sternen ermittelt werden und erlauben so eine systematische Analyse der Verteilung der Sterne in einem solchen Diagramm. Dies ermöglicht unter anderem detailliertere Rückschlüsse auf den Prozess der Sternentwicklung.

Weitere Eigenschaften Einige weitere Eigenschaften führen in Kombination zu einer Vielzahl von beschriebenen Phänomenen und Sternklassen. Viele dieser Eigenschaften sind beliebig kombinierbar und führen daher meist nicht direkt zu einer Aussage über das untersuchte Sternsystem, sondern wie bereits erwähnt erst in der Summe der Eigenschaften. Da nicht alle Phasen der Sternentwicklung vollständig verstanden sind, stehen diese zum Teil in einem unklaren Verhältnis zueinander. Dies, da viele Kategorien entweder phänomenologisch und/oder theoretisch begründet sind und sich somit kein einheitliches Bild ergibt. Einige Beispiele für diese weiteren Eigenschaften:

Art Einfluss Doppelstern Doppelsternsysteme können aufgrund von Wechselwirkungen mit dem Partner eine wesentlich abweichende Zusammensetzung und Entwicklung haben. Außerdem können sie zusammen beobachtbare Phänomene erzeugen, die nach ihrer Art kategorisiert werden können. Riesenstern Im Verlauf des Alterungsprozesses durchlaufen Riesensterne mehrere Phasen – teilweise in einer sehr kurzen Zeitspanne. Diese haben erheblichen Einfluss auf die gemessenen Eigenschaften. Während einige Phasen gut verstanden sind, werden andere bisher nur phänomenologisch beobachtet mit mehreren theoretischen Erklärungen als mögliche Ursache. Pekuliäre Sterne Pekuliäre Sterne haben eine abweichende chemische Zusammensetzung. Dies kann vielfältige Ursachen haben. Veränderliche Sterne Einige Sterne zeigen Variabilität in ihren Lichtkurven. Dies kann verschiedenste Ursachen haben und wird entsprechend auch in eine Vielzahl von Kategorien eingeteilt. Das Verständnis einiger Phänomene der Variabilität hat erheblich beigetragen zum besseren Verständnis der Sternentwicklung sowie zum besseren Verständnis der Prozesse im Weltraum allgemein. Neutronensterne und Schwarze Löcher Neutronensterne und Schwarze Löcher sind im sichtbaren Licht nicht nachzuweisen. Neutronensterne können jedoch als Pulsare im elektromagnetischen Spektrum nachgewiesen werden. Durch Wechselwirkung untereinander oder mit anderen Sternen können sie eine Vielzahl an Phänomenen erzeugen, die auch im sichtbaren Licht nachweisbar sind.

MK- respektive Yerkes-Klassifikation Die MK-Klassifikation – nach den Anfangsbuchstaben der Nachnamen von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan, die das System zuerst entwickeltenMichael Beimforde: (PPT-Datei, ~ 1,6 MB; ) – Seminarvortrag bei der HU-Berlin – auch Yerkes-Klassifikation – nach dem Yerkes-Observatorium, an dem beide arbeiteten – und als MKK-System bezeichnet, wurde 1943 von William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kellman eingeführt.

Dabei handelt es sich um ein zweiteiliges Klassifikationsschema, welches sich aus Spektraltypen und der Leuchtkraftklassen zusammensetzt, wobei die Leuchtkraftklasse eng mit der absoluten Helligkeit verknüpft ist. Die beiden Teile, vor allem die Spektraltypen, können auch einzeln zur Klassifikation von Sternen eingesetzt werden.

Spektraltypen durch Spektren

Die Spektralklassen repräsentieren verschiedene Bereiche von Oberflächentemperaturen. Die Klassifikation erfolgt aufgrund von Spektrallinien (Absorptions- und Emissionslinien) in den Spektren der Sterne. Das Vorhandensein von Spektrallinien hängt direkt mit der Oberflächentemperatur eines Sterns zusammen, da je nach Temperaturen verschiedene Elemente ionisiert werden können. Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als frühe Spektralklassen, F bis G als mittlere Spektralklassen und die übrigen als späte Spektralklassen zu bezeichnen. Die Bezeichnungen früh, mittel und spät entstammen der inzwischen überholten Annahme, die Spektralklasse sage etwas über den Entwicklungsstand eines Sterns aus. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch, und ein Stern gilt als früher oder später, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.

Um die Sterne genauer klassifizieren zu können, werden die Spektren weiterhin in den einzelnen Klassen von 0 bis 9 abgestuft (M0 ist also heißer als M9). Mit zunehmend besseren Instrumenten konnte im Laufe der Zeit feiner unterschieden werden, so dass Zwischenklassen definiert wurden, zum Beispiel gibt es zwischen B0 und B1 mittlerweile sogar drei zusätzliche Klassen, die B0.2, B0.5, und B0.7 genannt werden. Die Spektralklassen mit ihren sieben Grundtypen (O, B, A, F, G, K, M) machen rund 99 % aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden.

Klasse Charakteristik Farbe Temperatur in K typ. Massefür Haupt­reihe (M☉) – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75. Beispielsterne O ionisiertes Helium (He II) blau 30000–50000 >18 Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup) B neutrales Helium (He I), Balmer-Serie Wasserstoff blau-weiß 10000–30000 5 Rigel, Spica, Achernar A Wasserstoff, Calcium (Ca II) 7500–10000 1,9 Wega, Sirius, Altair F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6000–7500 1,4 Prokyon, Canopus, Polarstern G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 5300–6000 1,0 Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A K starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 3900–5300 0,7 Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo A M Titanoxid rot-orange 2300–3900 0,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri

Spektralklassen außerhalb der Standardsequenzen Einige Objekte lassen sich nicht in die sieben Standardsequenzen einteilen und werden dennoch mit einer Spektralklasse versehen. Das sind die Folgenden: Kohlenstoffsterne mit den Klassen C, S (Klassen R und N werden heute üblicherweise als C-R resp. C-N dargestellt) Wolf-Rayet-Sterne mit den Klassen W (WN, WC, WO) Novae mit der Klasse Q Braune Zwerge mit den Klassen L, T, Y: Braune Zwerge sind keine Sterne im eigentlichen Sinn, da bei ihnen kein Wasserstoffbrennen stattfindet. Es gibt wenige Rote Zwerge mit Spektralklasse L (z. B. 2MASS J0523-1403). Weiße Zwerge mit den Klassen D (DA, DB, DC, DO, DZ, DQ, DX etc.) Planetarische Nebel mit der Klasse Pv: Bei planetarischen Nebeln handelt es sich um ausgebrannte Sterne, und im Innern befindet sich ein Weißer Zwerg.

Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)