Das Harvard-Klassifikationssystem ist ein eindimensionales Klassifikationsschema. Sterne variieren in der Oberflächentemperatur von etwa 2.000 bis 40.000 Kelvin. Physikalisch gesehen geben die Klassen die Temperatur der Sternatmosphäre an und sind normalerweise von der heißesten bis zur kältesten Temperatur aufgeführt, wie in der folgenden Tabelle gezeigt wird:
Hinweis: Die herkömmliche Farbbeschreibung beschreibt nur die Spitze des Sternspektrums. Die tatsächlichen scheinbaren Farben, die das Auge sieht, sind jedoch heller als die konventionellen Farbbeschreibungen.
| Klasse | Oberflächentemperatur
(Kelvin) | Konventionelle
Farbbeschreibung | Tatsächliche scheinbare Farbe | Masse(Sonnenmassen) | Radius(Sonnenradien) | Leuchtkraft
(bolometrisch) | Wasserstoffleitungen | Bruchteil aller
Hauptreihen-Sterne |
| O | ≥ 33,000 K | blau | blau | ≥ 16 M☉ | ≥ 6.6 R☉ | ≥ 30,000 L☉ | Schwach | ~0.00003% |
| B | 10,000–33,000 K | blau weiß | tiefblau weiß | 2.1–16 M☉ | 1.8–6.6 R☉ | 25–30,000 L☉ | Medium | 0.13% |
| A | 7,500–10,000 K | weiß | blau weiß | 1.4–2.1 M☉ | 1.4–1.8 R☉ | 5–25 L☉ | Stark | 0.6% |
| F | 6,000–7,500 K | gelb weiß | weiß | 1.04–1.4 M☉ | 1.15–1.4 R☉ | 1.5–5 L☉ | Medium | 3% |
| G | 5,200–6,000 K | gelb | gelblich-weiß | 0.8–1.04 M☉ | 0.96–1.15 R☉ | 0.6–1.5 L☉ | Schwach | 7.6% |
| K | 3,700–5,200 K | orange | blassgelb-orange | 0.45–0.8 M☉ | 0.7–0.96 R☉ | 0.08–0.6 L☉ | Sehr schwach | 12.1% |
| M | 2,000–3,700 K | rot | hellorange-rot | ≤ 0.45 M☉ | ≤ 0.7 R☉ | ≤ 0.08 L☉ | Sehr schwach | 76.45% |
| R | 1,300–2,000 K | rot[] | rot[] | Unbekannt | Unbekannt | Unbekannt | Sehr schwach | Unbekannt |
| N | 1,300–2,000 K | rot[] | rot[] | Unbekannt | Unbekannt | Unbekannt | Sehr schwach | Unbekannt |
| S | 1,300–2,000 K | rot[] | rot[] | Unbekannt | Unbekannt | Unbekannt | Sehr schwach | Unbekannt |
Die Masse, der Radius und die Leuchtkraft, die für jede Klasse aufgeführt sind, sind nur für Sterne in der Hauptreihenphase ihres Lebens geeignet und daher nicht für Rote Riesen. Die Spektralklassen O bis M sind durch arabische Ziffern (0-9) unterteilt. Zum Beispiel bezeichnet A0 die heißesten Sterne in der Klasse A und A9 die kältesten. Die Sonne wird als G2 klassifiziert.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm wird in der Astronomie häufiger verwendet, da es drei wichtige Variablen in Beziehung setzt: die absolute Helligkeit, die Leuchtkraft und die Oberflächentemperatur. Es ist für die Astronomie genauso wichtig wie das Periodensystem für die Chemie.
Konventionelle und scheinbare Farben
Die herkömmlichen Farbbeschreibungen sind in der Astronomie üblich und stellen Farben im Verhältnis zur mittleren Farbe eines Sterns der A-Klasse dar, der als weiß gilt. Die scheinbaren Farbbeschreibungen sind das, was der Beobachter sehen würde, wenn er versuchen würde, die Sterne unter einem dunklen Himmel ohne Hilfe für das Auge oder mit einem Fernglas zu beschreiben.
Die Sonne selbst ist weiß, obwohl sie manchmal auch als gelber Stern bezeichnet wird. Dies ist eine natürliche Folge der Entwicklung der menschlichen optischen Sinne: Die Reaktionskurve, die die Gesamteffizienz gegen Sonneneinstrahlung maximiert, wird die Sonne per Definition als weiß wahrnehmen, obwohl es einige subjektive Unterschiede zwischen den Beobachtern gibt.
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R136a1, ein massereicher Wolf-Rayet-Stern
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Eigenbewegung von Sternen frühen Typs in -/+ 200 000 Jahren
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UGC 5797, eine Emissionslinien-Galaxie, in der massereiche helle blaue Sterne entstehen
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Spektrum eines Sterns vom O-Typ
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Sterne des Typs B im Jewel-Box-Haufen
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Polaris, ein Stern vom F-Typ
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VY Canis Majoris, ein M-Typ-Hyperriese
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R Sculptoris, ein Kohlenstoffstern.
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Spektren für Zwerge (Helligkeitsklasse V) für Standard-Spektraltypen nach Pickles (1998).
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Leitfaden für Secchi-Spektraltypen ("152 Schjellerup" ist Y Canum Venaticorum)
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