Wanneer we naar de sterrenhemel kijken, lijken alle sterren op elkaar: kleine lichtpuntjes, soms wat helderder, soms wat zwakker. Toch zijn sterren onderling enorm verschillend. Ze kunnen koel en rood zijn, of heet en blauw; klein en bescheiden, of reusachtig en lichtgevend. Om deze diversiteit te begrijpen, gebruiken astronomen een systeem dat sterren ordent op basis van hun spectra: de spectraalklassen.
Wanneer het licht van een ster door een prisma of spectrograaf gaat, wordt het opgesplitst in een regenboog van kleuren: het spectrum. In dat spectrum verschijnen donkere lijntjes, de zogenaamde absorptielijnen of Fraunhoferlijnen. Deze lijnen ontstaan doordat atomen in de atmosfeer van de ster specifieke golflengten van het licht absorberen. Elke ster heeft zo een unieke vingerafdruk, die informatie geeft over temperatuur, samenstelling en structuur.
Het OBAFGKM-systeem
De bekendste indeling van sterren is het Morgan–Keenan (MK) systeem, dat sterren rangschikt in zeven hoofdklassen: O, B, A, F, G, K, M. Het lijkt een willekeurige reeks letters, maar het is eigenlijk een geordende schaal van heet naar koel:
- O-sterren: Blauw, extreem heet (meer dan 30.000 °C). Zeldzaam, maar enorm lichtkrachtig.
- B-sterren: Blauwwit, 10.000–30.000 °C. Grote massa’s en korte levensduur.
- A-sterren: Wit, 7.500–10.000 °C. Bekend voorbeeld: Sirius.
- F-sterren: Geelwit, 6.000–7.500 °C. Iets heter dan de zon.
- G-sterren: Geel, 5.200–6.000 °C. Onze zon is een G2-ster.
- K-sterren: Oranje, 3.700–5.200 °C. Vaak wat kleiner en koeler, maar talrijk in de melkweg.
- M-sterren: Rood, koeler dan 3.700 °C. Dit zijn de bekende rode dwergen, de meest voorkomende sterren in het heelal.
Elke spectraalklasse wordt verder onderverdeeld met cijfers van 0 tot 9. Zo is de zon een G2-ster, iets heter dan een G5 maar koeler dan een G0. Daarnaast kent men ook helderheidsklassen, die aangeven of een ster een dwerg, reus of superreus is. Een G2V-ster betekent: klasse G2, met helderheidsklasse V (dwergster, zoals de zon). Een B0I zou een extreem hete blauwe superreus zijn.
Astronomen gebruiken vaak het ezelsbruggetje: “Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me” om de volgorde te onthouden.
Wat vertelt de spectraalklasse?
De spectraalklasse is in feite een thermometer voor sterren. De kleur en absorptielijnen geven direct de oppervlaktetemperatuur aan. Maar er is meer: Het vertelt iets over de massa en de levensduur van een ster. Zware O-sterren leven maar enkele miljoenen jaren, terwijl rode dwergen (M-sterren) honderden miljarden jaren kunnen bestaan. Het helpt astronomen de chemische samenstelling te bepalen, wat inzicht geeft in de vorming en evolutie van sterrenstelsels. Het geeft een beeld van de toekomst van een ster: een G-ster zoals de zon zal ooit uitgroeien tot een rode reus, terwijl een O-ster waarschijnlijk eindigt in een supernova. Het OBAFGKM-systeem laat zien dat er orde zit in de enorme diversiteit van sterren. Van de zeldzame, vurige O-sterren tot de alledaagse rode M-dwergen: elk lichtpuntje aan de hemel heeft een plaats in dit kosmische alfabet. Voor astronomen is het een essentiële sleutel om het leven en de dood van sterren te begrijpen.
De geschiedenis van de spectraalklasse
In de 19e eeuw ontdekten natuurkundigen dat licht, wanneer het door een prisma wordt geleid, uiteenvalt in een spectrum met kleuren en donkere lijnen. Joseph von Fraunhofer beschreef rond 1814 deze donkere lijnen in het spectrum van de zon, later bekend als Fraunhoferlijnen. Hij wist nog niet waardoor ze werden veroorzaakt, maar hij legde wel de basis voor de spectroscopie. In de tweede helft van de 19e eeuw begrepen wetenschappers, onder wie Gustav Kirchhoff en Robert Bunsen, dat deze lijnen het gevolg waren van absorptie door atomen in de buitenste lagen van de zon en sterren. Dit betekende dat je via spectra informatie kon verkrijgen over de samenstelling en temperatuur van sterren. Naarmate meer sterren met spectroscopen werden onderzocht, zagen astronomen dat sommige spectra veel waterstoflijnen vertoonden, terwijl andere juist sterke metaal- of heliumlijnen lieten zien. In de jaren 1860 begon de Italiaanse astronoom Angelo Secchi met het systematisch indelen van sterren in groepen. Hij verdeelde sterren in vier klassen op basis van hun spectrale kenmerken (later uitgebreid naar vijf). Dit was de eerste echte poging tot een spectraalklasse-systeem.
Eind 19e eeuw werd in het Harvard College Observatory in de Verenigde Staten een grootschalig programma gestart om de spectra van duizenden sterren vast te leggen en te classificeren. Onder leiding van directeur Edward Pickering werkten daar veel vrouwelijke astronomen, die bekend zijn geworden als de Harvard Computers. Een van hen, Williamina Fleming, ontwikkelde in de jaren 1890 een eerste uitgebreide indeling met letters van A tot Q. Deze was vooral gebaseerd op de sterkte van waterstoflijnen. Later verfijnde Antonia Maury de indeling verder door de breedte en scherpte van lijnen mee te nemen. De beslissende stap kwam van Annie Jump Cannon, die de vele klassen vereenvoudigde en herschikte. Zij merkte dat de oorspronkelijke volgorde (A, B, C …) niet logisch was in termen van temperatuur. Cannon stelde een nieuwe volgorde vast, die we vandaag nog steeds gebruiken: O, B, A, F, G, K, M. Haar catalogus bevatte de spectraalklasse van meer dan 350.000 sterren en werd wereldwijd de standaard.
In 1943 voegden de astronomen William Wilson Morgan, Philip Keenan en Edith Kellman een belangrijke uitbreiding toe. Ze introduceerden de helderheidsklassen, die niet alleen de temperatuur (spectraalklasse), maar ook de lichtkracht en evolutiestatus van sterren aangeven. Zo ontstond het MK-systeem (Morgan–Keenan), dat tegenwoordig nog steeds wordt gebruikt.
