Yerkes-Klassifikation

Die Yerkes-Klassifikation bezeichnet ein zweidimensionales Sternsystem zur Einordnung von Sternen anhand ihrer Spektralklasse und Leuchtkraftklasse, das 1943 am Yerkes-Observatorium von William W. Morgan, Philip C. Keenan und Edith Kellman entwickelt wurde. Es wird daher auch als MKK-System oder, nach späterer Überarbeitung, als MK-System bezeichnet.

Während die ältere Harvard-Klassifikation Sterne ausschließlich nach ihrer Oberflächentemperatur in die Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M einteilt, ergänzt die Yerkes-Klassifikation diese durch römische Ziffern für die Leuchtkraftklasse. Klasse I bezeichnet Überriesen, Klasse III Riesen, Klasse V Hauptreihensterne (Zwergsterne) und Klasse VII Weiße Zwerge - wobei noch weitere Abstufungen existieren. Unsere Sonne wird beispielsweise als G2V eingestuft: ein gelber Hauptreihenstern mit mittlerer Temperatur von rund 5.780 K.

Der entscheidende Vorteil des Systems liegt darin, dass sich Leuchtkraft und Entfernung eines Sterns aus rein spektroskopischen Beobachtungen abschätzen lassen, da Überriesen bei gleicher Temperatur schärfere Absorptionslinien zeigen als Zwerge. Die Yerkes-Klassifikation ist bis heute das Standardsystem der Stellarastronomie und bildet die Grundlage für die spektroskopische Parallaxe zur Entfernungsbestimmung.