right|200px|thumb|Spiritusflamme og dens spektrum med 3 tydelige emissionslinjer – med Bølgelængder o. 430 nm blå, 520 nm grøn og 600 nm gul right|200px|thumb|Natriumklorid (kogsalt = NaCl) i neutral gasflamme, Fraunhofers opdagelse
Spektralklasser er en inddeling af stjernespektre i et antal grupper efter adskillige forskellige systemer, hvoraf dog kun det ene benyttes af fagastronomer i dag. Spektralklassifikation består derfor i at systematisere spektre efter deres forskellige karakteristika.
En stjernes spektralklasse er element i en kategorisering af bestemte spektre, som hvert er karakteristisk for en bestemt type stjerne med dens specifikke kemiske og fysiske egenskaber
Spektralklassifikationens historie En af den engelske fysiker og matematiker Isaac Newtons mange videnskabelige opdagelser var hans påvisning af – på et tidspunkt i perioden 1670 til 1672 – at Solens tilsyneladende ensfarvede lys, ved hjælp af et trekantet prisme, kunne spaltes i de farver, det er sammensat af.
Den franske filosof Auguste Comte skrev i sit værk Cours de philosophie positive (i det bind, som udkom i 1835) om stjernerne: Vi véd, at vi kan finde deres form, afstand, masse og bevægelser, men vi kan aldrig få noget at vide om deres kemiske eller mineralogiske struktur.
Uden at Comte havde nogen anelse om rækkevidden deraf, eller blot den fjerneste viden derom, havde den engelske kemiker William Hyde Wollaston imidlertid allerede i 1802 ved hjælp af et "improved spectrometer" opdaget, at Solens spektrum indeholdt et stort antal mørke linjer – absorptionslinjer.
I tiden op til 1814 havde Joseph von Fraunhofer optegnet ca. 570 af disse absorptionslinjer, som er opkaldt efter ham – Fraunhoferlinjer.
Under arbejdet med at opmåle spektrallinjers bølgelængder lykkedes det Fraunhofer, da han foretog laboratorieforsøg for at måle linjer fra afbrænding af en række forskellige kemikalier, at opdage, at et bestemt grundstof udsendte lys i bestemte spektrallinjer, idet han identificerede en af linjerne i Solens spektrum med dén linje, som dannedes, når man drysser almindeligt kogsalt (Natriumklorid: NaCl) – til daglig kaldet køkken- og bordsalt – ind i en ren flamme.
Fraunhofers resultater medførte, at astronomer begyndte at tage, hvad der tidligere blev betragtet som smukke, morsomme og uforklarlige spektre alvorligt som et redskab til at fremskaffe flere oplysninger om fjerne himmellegemers kemiske sammensætning.
Spektroskopi som hjælpevidenskab for astronomi og astrofysik var kommet til verden, for efterhånden at blive et af de vigtigste værktøjer til at forstå universets fysik.
Efterhånden som flere og flere stjerners spektre blev undersøgt, stod det klart, at der fandtes en form for system i de forskellige ligheder og forskelle i spektrene.
Efter flere forsøg udført af forskellige forskere, blev den katolske pater og astronom Angelo Secchi den første, som skabte et brugbart klassifikationssystem i løbet af 1860'erne og 1870'erne.
Secchis spektralklasser Secchi opdelte alle stjerner med kendt spektrum i 5 klasser, nummererede med romertal.
SpektralklasseStjernespektrets karakteristika IKraftige brintlinjer. Blå-hvide stjerner som Sirius og Vega IISvagere brintlinjer, mange metallinjer, Kalcium + Natrium + Jern. Stjerner som Capella, Solen og ArcturusIIIFremtrædende linjebånd som alle bliver mørkere i den blå ende af spektret, også metallinjer som i type II. Orange eller røde stjerner som Antares og Betelgeuse IVLinjebånd som alle bliver mørkere i den røde ende af spektret. Dybrøde stjerner af mindst størrelsesklasse 5, få af dem kan ses med det blotte øje VMeget klare spektrallinjer som optræder enten i stedet for eller sammen med absorptionslinjer. Disse stjerner er sjældne.
Draper(Harvard)-spektralklassesystemet
Draper (Harvard)-klassifikationen, som blev offentliggjort i 1890, opdelte spektrene i klasser med bogstavbetegnelser fra A via B til P og Q.
SpektralklasseStjernespektrets karakteristikaAKraftige, brede brintlinjer.BSom klasse A, men med "Orion-linjer", som har fået det navn, fordi de findes i mange stjerner i Orion. (De stammer fra neutral Brint)CFordoblede brintlinjerDEmissionslinjer forekommerEFraunhoferlinjer af typerne 'H' og 'K' er almindelige, desuden forekommer Hβ-linjer i en del spektraFSom klasse E, men alle Balmerseriens brintlinjerne (Hα, Hβ, Hγ, Hδ, Hε, og H8) sesGMage til klasse F, men med yderligere linjerHMage til klasse F, men med mindre lysstyrke i spektrets blå endeISom klasse H med flere linjerKBånd begynder at optræde i spektretLSærprægede udgaver af klasse KMFremtrædende linjebånd som alle bliver mørkere i den blå ende af spektret, metallinjer forekommerNLinjebånd som alle bliver mørkere i den røde ende af spektret. Dybrøde stjerner af mindst størrelsesklasse 5, få af dem kan ses med det blotte øjeOSpektre som hovedsagelig har klartlysende linjer (inklusive de stjerner, som senere blev udskilt som W Wolf-Rayet-stjerner)PPlanetariske tågerQAlle spektre,som ikke kan indplaceres i klasserne A til P. Ændret i 1922 til at betegne novae
Maurys spektralklasser I 1897 udviklede Antonia Maury et helt nyt klassifikationssystem, det første forsøg på en todimensional klassifikation efter 2 forskellige kriterier. Systemet blev offentliggjort i Spectra of Bright Stars Photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial, Annals of Harvard College Observatory, vol. 28, pp. 1-128.
Maurys system placerede stjernerne i 22 klasser betegnet med romertallene I-XXII (1-22) og opdelte dem desuden i underklasser med betegnelserne a (gennemsnitlige spektre med veldefinerede linjer), b (spektre med slørede eller vanskeligt erkendelige linjer) og c (spektre med smalle, skrapttegnede linjer eller med unormale liniestyrker).
Selvom Maurys spektralklassesystem fik en meget kort levetid (mindre end 15 år), fik det meget stor betydning for vor forståelse af stjerners egenskaber.
Maury selv opdagede, at Draperklasse B skulle komme før Draperklasse A, og ikke mellem A og F, hvor den tidligere var placeret. Desuden foreslog hun, at hendes sidste klasse XXII (stort set identisk med Draperklasse O) skulle være den første i klassesekvensen og måske var forbindelsesled til tåger med emissionslinier.
Langt mere vidtrækkende betydning fik det, at Ejnar Hertzsprung i 1907 opdagede, at næsten alle stjerner i underklasse c havde betydelig mindre vinkel-egenbevægelser end næsten alle stjernerne i underklasserne a og b. De mindre egenbevægelser måtte betyde, at stjerner i underklasse c var længere væk end stjerner i de to andre klasser.
Da disse c-stjerner desuden næsten alle var blandt de apparent (dvs. tilsyneladende, som de ses fra Jorden) mest lysstærke, kunne han sammenfattende konkludere, at de måtte have større lysstyrke, dvs. absolut størrelsesklasse og derfor måtte være større end gennemsnitlige stjerner.
Denne opdagelse blev ophav til Hertzsprungs opdeling i "dværgstjerner" og "kæmpestjerner", en opdeling som stadig benyttes.
Morgan-Keenan-spektralklassifikationen Oprindelig offentliggjort i 1943 under navnet Morgan-Keenan-Kellmann-spektralklassifikationen (MKK) og senere navngivet Morgan-Keenan (MK), fordi Kellmanns bidrag alene bestod i at redigere og offentliggøre klassifikationen, er MK-spektralklasseinddeling den klassifikation, som stadig benyttes af alle astronomer.
Klassebetegnelserne er (medio 2008): W, O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, C og D + forvent flere i fremtiden.
Den moderne MK-spektralklasseinddeling er i 3 dimensioner. Denne spektralklassificering for stjerner er den mest almindeligt anvendte. Klasserne er normalt listet fra højeste til laveste overfladetemperatur.
Første dimension i Morgan-Keenan-spektralklasserne består af et uddrag af den ældre Draper (Harvard)-klassifikation, som blev offentliggjort i 1890, og som opdelte spektrene fra A via B til P og Q. Efterfølgende blev rækkefølgen af bogstaverne byttet om til O, B, A, F, G ,K og M, da man blev klar over, at spektrene var styret af stjernernes overfladetemperaturer.
De 3 dimensioner i Morgan-Keenan-spektralklassifikationen
Første dimension i Morgan-Keenan-spektralklasserne – typebogstavet Første dimension i Morgan-Keenan spektralklasser udgøres af et uddrag og en omgruppering af Draper(Harvard)-klassifikationen.
Bogstavbetegnelserne fra Draper(Harvard)-klassifikationen blev reduceret og flyttet om, for at afspejle ny viden om stjernerne fysiske karakteristika og deres spektre, til O, B, A, F, G ,K og M, i særdeleshed fordi astronomerne havde opdaget, at spektrene er styret af stjernernes overfladetemperaturer.
Temperaturerne er opgivet i K (Kelvin).
KlasseOverfladetemperaturStjernefarveDominerende spektrallinjerAndre linjerW60.000 - 120.000 KUltraviolet - blåIoniseret He og HC + O (WC-klassen), N (WN-klassen)O30.000 - 60.000 KBlåIoniseret HeNeutral He, svage H-linjerB10.000 - 30.000 KBlåhvidNeutral HeH-linjer vokser hen over B6-B9A7.500 - 10.000 KHvidKraftige H-linjer i A0, svindende mod A9Ioniserede Ca-linjer styrkes fra A0 til A9F6.000 - 7.500 KGullighvidKraftigere ioniserede Ca-linjer .G5.000 - 6.000 KGul (som Solen)Kraftige ioniserede Ca-linjer Metal-linjer især FeK3.500 - 5.000 KOrangeKraftige neutrale metal-linjerCH og Cn molekylerM2.000 - 3.500 KRødTiO2-absorptionslinjerMange metal-linjerR2.000 - 3.000 KMørk rød..N2.000 - 3.000 KMørk rød..S1.000 - 3.000 KMørk rødNeutrale metallerZirkoniumoxid, Barium, YttriumC1.000 - 3.000 KMørk rødNeutrale metallerKulstofD200.000 - 10 KHvid dværg..
En helt speciel gruppe er D (wd), de hvide dværge, hvor D'et står for Degenereret. Denne gruppe kaldes også ofte wd som forkortelse for 'white dwarf'.
"Hvide" dværge er af vidt forskellig temperatur og farve (ultraviolet til næsten sort), afhængig af, hvor lang tid der er gået, siden de blev hvide dværge. Navnet har de fået, fordi den første observerede hvide dværg, Sirius B, var hvid.
En anden meget speciel gruppe er W (Wolf-Rayet stjerner eller W-R stjerner), som er underopdelt i WN (med Nitrogenlinjer (kvælstof)) og WC (med Carbonlinjer (kulstof)). En W-R stjerne er i starten af sin tilværelse ekstremt massiv, men senere afkaster den store dele af sin ydre kappe og fremviser nu de meget varme lag, som ligger umiddelbart omkring kernen.
Mellem W og O finder man et meget lille antal stjerner, hvis karakteristika tilsyneladende er en blanding af disse to hovedklasser. De har normale absorptionsspektre som klasse O, men har usædvanligt mange C-linjer (kulstof) eller N-linjer (kvælstof) og betegnes derfor ofte som OC hhv. ON.
En tredje speciel gruppe er T. T-stjerner er ikke en traditionel spektralklasse, men er betegnelsen for helt nydannede stjerner af typen T-Tauri.
Oprindelig lærte man at huske rækkefølgen ved hjælp af denne remse: »Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me«. Efter protester fra et stigende antal kvindelige astronomer, blev den ændret til: »Oh! Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me«
Efterhånden som man har opdaget nye stjernetyper, er nye klasser indført i MK-klassifikationen, nemlig W, R, N, S og C.
For de oftest forekommende spektralklasser lyder huskeremsen for tiden: »Wow, Oh Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me Right Now, Sweet Charlie« – "Charlie" er et kælenavn for både Charles og Charlotte.
De øvrige dimensioner i Morgan-Keenan spektralklasserne I MK-klassificeringen benyttes, ud over bogstaverne, både gradueringer indenfor hver førstedimension-spektralklasse (angivet med et tal fra 0 til 9), og en indikation af stjernens fysiske masse og type, angivet med et romertal. Desuden kan en særlig bogstavkode angive særprægede afvigelser fra "standard"stjerner af samme spektralklasse.
Anden dimension – graduering Anden dimension stammer også oprindelig fra Draper-klassifikationen, hvor den blev indført sent i 1930'erne, og den består af efterstillede tal fra 0 til 9, som giver en mere glidende overgang mellem førstedimensionerne. 0 angiver, at spektret er tæt på foregående, 9 at det er tæt på den efterfølgende bogstavklasse.
A3 eller F8 eller G5