Klasse O

Klasse-O-Sterne werden auch häufig als "blaue Riesen" bezeichnet, da sie sehr massenreich sind und blau leuchten. Sterne dieses Typs weisen vor allem sehr starke Absorptionslinien von hoch ionisierten Heliumatomen auf (Bei frühen Klasse-O-Sternen kommt das ionisierte He III vor, spätere weisen in dunklen/hellen Linien auch bereits das neutrale Helium d.h. He II auf.). Zudem kommen in relativ schwacher Form Linien von N II, Si II oder O II hinzu. Spektrum:   Strahlungsfarbe: über ultraviolett, tiefblau bis blauweiß Temperatur: 25000-50000K (sehr heiss) Beispiel: Theta Orionis

 Klasse B

Klasse-B-Sterne der Hauptlinie sind massenreich und strahlen weiß. Ihre Absorptionslinien sind auf Helium, Wasserstoff und ionsiertem Sauerstoff zurückzuführen. Die Balmer-Linien des Wasserstoffs (H I) sind stärker ausgeprägt, dafür beginnen die Heliumlinien (He I) langsam zu schwinden, womit auch die Effektivtemperatur sinkt (Die stärkste Ausprägung finden die Linien des elementaren Heliums in der Klasse B2, danach sinken sie.) Spektrum:   Strahlungsfarbe: noch leicht bläulich, vorwiegend weiss Temperatur: 10000-25000K (heiss) Beispiel: Epsilon Orionis

 Klasse A

Bei den hellgelben Klasse-A-Sternen (etwa mittlerer Masse) erreicht die Reaktion von Wasserstoff ihr Maximum (höchste Intensität bei A2/A3-Sternen). Schwache Linien von ionisierten Metallen wie etwa Ca II (ionisiertes Calcium) oder Fe II (ionisiertes Eisen) tauchen allmählich auf. He I-Linien sind nur noch sehr schwach erkennbar und gehen weiter zurück. Spektrum:   Strahlungsfarbe: weissgelb bzw. hellgelb Temperatur: 7600 - 10000K (heiss) Beispiel: Alpha Sirius

 Klasse F

Bei Klasse-F-Sternen sind die Wasserstofflinien (der Balmer-Serie) weiter abgeschwächt, dafür sind die Absorptionslinien von ionisiertem Calicum und anderen (jetzt auch neutralen) Metallen weiter ausgeprägt. Die Temperaturen sind noch höher als bei Sol, entsprechend ist auch die Leuchtfarbe ein helleres Gelb. Spektrum:   Strahlungsfarbe: hellgelb bis gelb Temperatur: 6000 - 7600K (etwas heisser als Sol) Beispiel: Prokyon; Delta Aquilae

 Klasse G

In Klasse-G-Sternen (wie Sol) gibt es eine Vielzahl von neutralen Metallen, unter denen vor allem Eisen und das zweifach ionisierte Calcium dominieren. Im Allgemeinen gehen die Linien der ionisierten Atome bzw. Metalle zurück und jene der neutralen werden stärker. Die Wasserstofflinien sind nur noch schwach präsent. Spektrum:   Strahlungsfarbe: hellgelb bis gelb Temperatur: 5100 - 6000K (Temperaturen von Sol) Beispiel: Sol

 Klasse K

Klasse-K-Sterne sind in der Regel etwas kleiner und kühler als Sol. Die Metall-Linien herrschen weiterhin vor, allerdings gibt es nun auch Banden von Titanoxid und diverser einfacher Moleküle (CH, CN..). Die bisher starken Ca I-Linien weichen Ca II, während die Wasserstofflinien noch weiter dahinschwinden. Spektrum:   Strahlungsfarbe: gelb - rötlich Temperatur: 3600 - 5100K (kühler als Sol) Beispiel: Alpha Bootis, Aldebaran, Arktur

 Klasse M

Bei Sternen der Klasse M ("rote Riesen") sind sehr starke Linien von Metallen, Titanoxid (TiO) und diversen neutralen Atomen zu erkennen. Die Anzahl der Moleküle ist weit höher als bei Klasse-K-Sternen. Der obere Bereich des Spektrums (ultraviolett / violett) ist kaum noch erkennbar. Spektrum:   Strahlungsfarbe: rötlich - dunkelrot Temperatur: 2700 - 3600K (kühl) Beispiel: Beteigeuze, Alpha Orionis, Wolf 359

 Klasse L

Bei den seltenen Klasse-L-Sternen (auch "braune Zwerge" genannt) sind die eigentlichen Kernreaktionen bereits soweit ausgebrannt, dass der Stern nicht mehr in der Lage ist, die für Sterne typische Leuchtkraft / Hitze zu erzeugen. Lediglich die im Vergleich zu Planeten große Masse und verschiedene Restbestände an ausgebrannten Atomen geben über den einstigen Stern Aufschluss. Spektrum:   Strahlungsfarbe: rot - braun Temperatur: unter 2700 K (sehr kühl) Beispiel: 2MASS J1146+2230