Spektralklasse, in der Astronomie, eine Klassifizierung der Sterne nach ihrem Spektrum und ihrer Leuchtkraft. Im Jahr 1885 unternahm E. C. Pickering den ersten umfassenden Versuch, die Sterne spektroskopisch zu klassifizieren. Diese Arbeit gipfelte in der Veröffentlichung des Henry-Draper-Katalogs (1924), in dem die Spektralklassen von 255.000 Sternen aufgeführt sind. Die Sterne werden in 7 Klassen eingeteilt, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet werden; die heißesten Sterne (O und B) sind blau-weiß, während die kältesten (M) rot gefärbt sind. Jede der Buchstabenklassen hat Unterteilungen, die durch die Ziffern 0 bis 9 gekennzeichnet sind. So ist B0 der heißeste Stern des Typs B, B5 liegt auf halbem Weg zwischen den Typen B und A, und B9 ist nur geringfügig heißer als Typ A. Die Tabelle Spektralklassen für Hauptreihensterne enthält die Merkmale der sieben Haupttypen. Zu den sieben Hauptgruppen sind inzwischen vier weitere Gruppen hinzugekommen. R, N und S sind Klassen, die den Typen K und M ähneln, aber etwas andere spektrale Eigenschaften aufweisen; W bezeichnet einen Wolf-Rayet-Stern, den heißesten Sterntyp, der mit gleichmäßigem Licht leuchtet. Nach einem von W. W. Morgan und anderen eingeführten System wird der Spektralklasse eine römische Ziffer hinzugefügt, um die Leuchtkraft oder Eigenintensität eines Sterns anzugeben. Ein heller Überriese hat die Klasse Ia, ein schwacher Überriese die Klasse Ib, ein heller Riese die Klasse II, ein normaler Riese die Klasse III, ein Unterriese die Klasse IV und ein normaler Zwerg- oder Hauptreihenstern die Klasse V. Sirius wird beispielsweise als A1 V eingestuft, ein weißer Hauptreihenstern. Betelgeuse, M2 Ia, ist ein heller roter Überriese. Siehe auch Hertzsprung-Russell-Diagramm.