De sterren hebben evenals de zon een spectrum van donkere lijnen op een continuen achtergrond. Een indeeling der sterspectra is gemaakt door Secchi; deze onderscheidde 4 klassen, aangeduid met de cijfers I-IV; een dgl. indeeling werd ook opgesteld door Vogel (1874); E.
C. Pickering onderscheidde 16 klassen, die hij aangaf met de letters A-Q; de tegenw. classificatie van miss Cannon is uit die van Pickering ontstaan door weglating van de minder belangrijke klassen.
Zoo bleven over de klassen O-B-A-F-G-K-M, die in deze volgorde een continu verloopende reeks vormen; daarnaast heeft men nog enkele meer zeldzame typen, zooals Q (novae), P (planetaire nevels), enz. Voor een nauwkeuriger aanduiding worden de overgangen tusschen twee opeenvolgende typen nog in 10 onderklassen verdeeld, die aangeduid worden met cijfers; F5 is bijv. een spectrum, dat halverwege tusschen ✝ en G staat.
Allerlei bijzonderheden worden met kleine letters aangegeven; e wijst op emissielijnen, p (peculiar) op afwijkingen van het normale type, enz.Beschrijving der vsch. typen: Voor O zie → Wolf-Ravet-sterren; voor B zie Heliumsterren; in type A zijn de waterstoflijnen (Balmerreeks) zeer sterk, in de volgende typen neemt hun intensiteit geleidelijk af en treden de metaallijnen op den voorgrond; van ✝ naar M neemt de intensiteit van de hooge temperatuurlijnen en in het bijzonder die van de vonklijnen af, die van de lage temperatuur- en booglijnen neemt toe (de woorden vonken booglijn duiden oorspr. die lijnen aan. die in laboratoriumspectra sterker zijn, resp. in de electr. vonk en in den lichtboog. Practisch zijn de vonklijnen de lijnen van het geïoniseerde, de booglijnen die van het neutrale atoom. Daar de ionisatie toeneemt met stijgende temp., zijn vonklijnen hooge temperatuurlijnen); het M-spectrum bevat, naast talrijke metaallijnen, banden van de verbinding TiO2.
Dat de s. der sterren in een continu verloopende reeks zijn te rangschikken, bewijst reeds, dat zij niet bepaald worden door de chemische samenstelling, doch door den physischen toestand van de ster. De kleur der sterren verandert van O tot M van wit over geel tot rood; hieruit volgt, dat de reeks een rangschikking geeft naar dalende temp., hetgeen bevestigd wordt door een onderzoek van het gedrag der spectraallijnen. Toch wordt het s. ook beïnvloed door den druk in de steratmospheer. Een lagere druk veroorzaakt een sterkere ionisatie. In ijle sterren zijn dus de vonklijnen sterker dan in dichtere sterren van dezelfde temp., zoodat er binnen iedere spectraalklasse nog kleine verschillen bestaan, afhankelijk van den druk in de steratmospheer. Nu staat deze druk in verband met de afmetingen van de ster en deze bepalen ook (bij gegeven temp.) de absolute helderheid; het is daardoor mogelijk uit het s. de absolute helderheid af te leiden (→ Spectroscopische parallax).
Zie verder de art. Hertzsprung (sub HertzsprungRussell-diagram); Kleur (2°); Temperatuur (der sterren); Doppler (sub Doppler-effect). Reesinck.
Magnetisch spectrum Indien men van een lijnvormig radioactief preparaat, dat ?-stralen uitzendt, een nauwen bundel hiervan in een luchtledige ruimte in een homogeen magneetveld brengt, dan worden de electronen, die eerst alle ongeveer dezelfde bewegingsrichting hadden, door het magneetveld verschillend afgebogen. De deeltjes beschrijven nl. in een magneetveld, dat loodrecht op de bewegingsrichting is aangebracht, een gedeelte van een cirkel, waarvan de straal R gegeven is door R mov = ------------------He V ( l v2/C2)
(mo = rust-massa van het electron; v zijn snelheid; e zijn lading; H de magn. veldsterkte en c de lichtsnelheid). Het verschil in afwijking der electronen wordt veroorzaakt, doordat hun snelheden verschillend zijn. Volgens de formule worden de snelste deeltjes het minste afgebogen. Vangt men nu de deeltjes op een photogr. plaat op, die zich in de afgebogen baan bevindt, dan blijkt het dat er een continue zwarting optreedt (veroorzaakt door de continue snelheidsverdeeling der primaire ?-stralen) en tevens lijnen bij die radioactieve stoffen, die γ-stralen uitzenden. Hier treden dus groepen van electronen met bepaalde discrete snelheden op. Dit zijn de secundaire ?-stralen, welke door de γ-straling worden opgewekt.
Een dgl. opname lijkt veel op een met een spectrograaf opgenomen spectrum. Het magnetisch spectrum is dus een snelheidsspectrum, terwijl het optische spectrum een frequentiespectrum is. Elenbaas.
Molecuulspectrum Het deel van het s., dat veroorzaakt wordt door veranderingen in de potentieele energie tusschen de atomen of atoomgroepen van een molecuul onderling, noemt men het molecuulspectrum. Het molecuulspectrum is meestal zeer gecompliceerd en dicht met lijnen bezet; deze lijnen zijn echter steeds tot spectraalreeksen samen te voegen. Wanneer men het molecuulspectrum analyseert met een → spectroscoop met weinig dispersie, vloeien de vele lijnen ineen tot banden van schijnbaar continu licht. Daarom wordt een molecuulspectrum vaak ook bandenspectrum genoemd. Zwikker.