Spektralklasse

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Dieser Artikel behandelt die Spektralklasse von Sternen. Zur gelegentlich „Spektralklasse“ genannten Typisierung von Asteroiden siehe unter Asteroid.

Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums.

Dabei beruht das System auf der Entdeckung von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813, der im Sonnenspektrum dunkle Absorptionslinien fand. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit Emissionslinien sind, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden.

Der Schluss lag nahe, dass diese Elemente in der Sonne vorhanden sein mussten. Die Spektralanalyse war begründet. Neben der Analyse von Materialien auf der Erde ließen sich so auch die Sternspektren analysieren.

Prinzip der Spektralklassifikation[Bearbeiten]

Spektren früher Hauptreihensterne mit markierten Klassifikationsmerkmalen der He II (stark in O Sternen), He I (stark in frühen B-Sternen), und Balmerlinien (stark in späten B/frühen A-Sternen).
Leuchtkraftsequenz früher B-Typ Sterne. Die Breite der Balmerlinien nimmt drastisch ab, bis Hβ bei B1a+ sogar in Emission ist, während die Klassifikationsmerkmale für die Temperatur, hier das HeI/MgII-Verhältnis, sich kaum ändern.

Spektralklassen des MK-Systems (nach William Wilson Morgan und Philip C. Keenan) werden durch den visuellen Vergleich der Sternspektren mit Spektren von Standardsternen bestimmt. Um instrumentelle Effekte auf die Klassifikation, wie zum Beispiel ein höheres spektrales Auflösungsvermögen, auszuschließen, wurde auch eine Standardinstrumentation angegeben. Da die Entwicklung der astronomischen Instrumente seit dem ursprünglichen MK-System jedoch weit fortgeschritten ist, wurde die Klassifikationsauflösung seither mehrfach erhöht. Neue Standardsterne wurden in das System mit einbezogen, und andere, die als wenig geeignet erkannt wurden, aus dem System entfernt. Der spektrale Bereich, auf den sich die MK-Klassifikation bezieht, reicht von etwa 390 bis etwa 500 nm, bedingt durch die im ursprünglichen System verwendeten photographischen Emulsionen.

Die MK-Klassifikation beinhaltet ausdrücklich keine Klassifikation nach sekundär bestimmten physikalischen Größen, sondern macht sich die Fähigkeit des menschlichen Gehirns zur Mustererkennung zu Nutze. In neuerer Zeit wurden allerdings neuronale Netze mit einigem Erfolg auf die MK-Klassifikation trainiert. Dadurch wird gewährleistet, dass die Klassifikation konsistent bleibt, auch wenn sich die Erkenntnisse zur stellaren Physik ändern.

Einteilung[Bearbeiten]

Schematischer Vergleich der Spektralklassen O-M für Hauptreihensterne

Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als frühe Spektralklassen, die Spektralklassen F bis G als mittlere Spektralklassen und die übrigen Spektralklassen als späte Spektralklassen zu bezeichnen. Die Bezeichnungen früh, mittel und spät entstammen der inzwischen überholten Annahme, die Spektralklasse sage etwas über den Entwicklungsstand eines Sterns aus. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch, und ein Stern gilt als früher oder später, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.

Es bestehen folgende sieben Grundklassen, sowie drei Klassen für Braune Zwerge und drei Unterklassen für durch die Nukleosynthese verursachten chemischen Besonderheiten roter Riesensterne:

Klasse Charakteristik Farbe Temperatur in K typische Masse für die Hauptreihe in M Beispielsterne
O Ionisiertes Helium (He II) blau 30000–50000 60 Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup)
B Neutrales Helium (He I)
Balmer-Serie Wasserstoff
blau-weiß 10000–28000 18 Rigel, Spica, Achernar
A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß (leicht bläulich) 7500–9750 3,2 Wega, Sirius, Altair
F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6000–7350 1,7 Prokyon, Canopus, Polarstern
G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 5000–5900 1,1 Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A
K Starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 3500–4850 0,8 Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo A
M Titanoxid rot-orange 2000–3350 0,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri
Braune Zwerge
L rot 1300–2000 VW Hyi
T rot (Maximum in Infrarot) 600–1300 ε Ind Ba
Y Infrarot 200–600 WISEP J041022.71+150248.5
Kohlenstoffklassen der roten Riesen (sog. Kohlenstoffsterne)
R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff rot-orange 3500–5400 S Cam, RU Vir
N Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff. Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse praktisch keine Blauanteile mehr auf. rot-orange 2000–3500 T Cam, U Cas
S Zirkonoxid rot 1900–3500 R Lep, Y CVn, U Hya

Um die Sterne genauer klassifizieren zu können, werden die Spektren weiterhin in den einzelnen Klassen von 0 bis 9 abgestuft. Es gibt heute mehrere Systeme der Spektralklassifikation, die sich dieser Schreibweise des Spektraltyps bedienen und ihre Klassen diesem System angleichen. Im ursprünglichen Harvard-System und dessen Erweiterung, dem MK-System, das zusätzlich die Leuchtkraftklassen definiert, wurden nicht alle diese Subtypen auch benutzt. Auf B3-Sterne folgten beispielsweise unmittelbar B5-Sterne, die Klasse B4 wurde übersprungen. Mit zunehmend besseren Instrumenten konnte im Laufe der Zeit feiner unterschieden werden, so dass Zwischenklassen definiert wurden, zum Beispiel gibt es zwischen B0 und B1 mittlerweile sogar drei zusätzliche Klassen, die B0.2, B0.5, und B0.7 genannt werden.

Die Spektralklassen mit ihren sieben Grundtypen (O, B, A, F, G, K, M) machen rund 99 % aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden.

Als Merksatz für diese Spektralklassen dienen die Sätze:

Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine Männchen“: O B A F G K M  
Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“: O B A F G K M  
Ohne Bier aus'm Fass gibt's Koi Maß“
Oh Be A Fine Girl Kiss Me (Right Now. Smack!)“: O B A F G K M (R N S) 
Oh Be A Fine Girl Kiss My Lips Tonight“: O B A F G K M L T 

Es gibt eine Vielzahl weiterer Varianten entsprechender Merksätze.

Klassen außerhalb der Standard-Sequenzen[Bearbeiten]

Folgende Klassen lassen sich nicht in die oben beschriebenen Sequenzen einordnen:

Q Novae
Pv Planetarische Nebel
W Wolf-Rayet-Sterne
WN Stickstofflinien
WC Kohlenstofflinien

Prä- und Suffixe[Bearbeiten]

Die Unterteilung der Spektralklassen kann durch Suffixe und Präfixe weiter verfeinert werden.

Suffixe[Bearbeiten]

c besonders scharfe Linien (engl. crisp)
comp zusammengesetztes (engl. composite) Spektrum
d Zwergstern (Hauptreihe; engl. dwarf)
e, em Emissionslinien
g normaler Riese (engl. giant)
k interstellare Absorptionslinien
m starke Metalllinien
n, nn diffuse Linien (engl. nebulous)
p, pec Besonderheiten bei Linienintensität (engl. peculiar, „besonders“)
s scharfe Linien
sd Unterzwerg (engl. sub dwarf)
v, var variables Spektrum
w Weißer Zwerg

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe der Leuchtkraftklasse, die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurden (daher auch: MK-System), überflüssig.

Präfixe[Bearbeiten]

Präfix Bedeutung
englisch (international) deutsch
d dwarf Zwerg
sd sub-dwarf Unterzwerg
g giant Riese

Geschichte[Bearbeiten]

Erste Versuche, Ordnung in die Helligkeit und Temperatur von Sternen zu bringen, hatten im Jahr 1865 der italienische Pater Angelo Secchi mit einer dreistufigen Skala unternommen und 1874 Hermann Carl Vogel mit einem System, in das auch die bis dahin bekannten Sternentwicklungstheorien eingeflossen waren, was zu ständigen Änderungen führte. Im Jahre 1868 entwickelte Angelo Secchi folgende vier Grundtypen:

  • Typ I  : weiße und blaue Sterne mit einer starken Wasserstofflinie (A-Klasse)
  • Typ II  : gelbe Sterne mit einer schwachen Wasserstofflinie, aber zahlreichen Metall-Linien (G und K-Klasse)
  • Typ III  : orange bis rote Sterne mit komplexen Banden (M-Klasse)
  • Typ IV  : rote Sterne mit signifikanten Kohlenstofflinien und Banden (Kohlenstoffsterne)

1878 fügte er eine weitere hinzu:

Aufbauend auf umfangreichen Spektren von Henry Draper wurde eine neue Klassifikation erarbeitet. Edward Charles Pickering begann im Jahre 1890, zusammen mit Williamina Fleming, Antonia Maury und Annie Jump Cannon entsprechende Arbeiten. Dabei ging Pickering alphabetisch vor und ordnete die Klassen mit Großbuchstaben von A bis Z nach der Balmer-Serie (Übergänge der Elektronenbahnen im Wasserstoffspektrum). Durch weitere Forschungen wurde dieses Schema durch die sogenannte Harvard-Klassifikation ersetzt, die eine Unterteilung in die Typen A-Q vorsah.

Annie Jump Cannon stellte jedoch sehr bald fest, dass die Reihenfolge nicht sinnvoll war: nach der Abstufung kamen die blau-weiß leuchtenden, heißen O-Sterne nach den roten, relativ kühlen M- und N-Sternen. Ferner stellte sich heraus, dass einige der Klassen nur auf Belichtungsfehlern beruhten, oder aber keinen Sinn hatten und daher wegfallen konnten. Die Abstufung wurde nicht mehr vom Spektrum, sondern von der Temperatur der Sterne abhängig gemacht. Aufgrund dieser Erkenntnisse wurde die bisherige Unterteilung um 1912 umsortiert, und es folgte die heute verwendete Unterteilung in die sieben oben genannten Spektralklassen.

Literatur[Bearbeiten]

  • R. F. Garrison: The MK Process and Stellar Classification. In: R. F. Garrison (Hrsg.): The MK Process and Stellar Classification. Proceedings of the Workshop in Honor of W. W. Morgan and P. C. Keenan, held at the University of Toronto, Canada, June 1983. David Dunlap Observatory – University of Toronto, Toronto 1984, ISBN 0-7727-5801-8.
  • (speziell zum Abschnitt „Geschichte“:) J. B. Hearnshaw: The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy. Cambridge University Press, Cambridge (UK) 1990, ISBN 978-0521399166.
  • Carlos Jaschek, Mercedes Jaschek: The classification of stars. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 1987, ISBN 0-521-26773-0.
  • James B. Kaler: Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence. Cambridge University Press 1997, ISBN 0521585708.
  • James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u. a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.
  • Theodor Schmidt-Kaler: Physical Parameters of Stars. In: K.-H. Hellwege (Hrsg.): Landolt-Börnstein. Zahlenwerte und Funktionen aus Naturwissenschaften und Technik. = Numerical data and functional relationships in science and technology. Gruppe 6: Astronomie, Astrophysik und Weltraumforschung. = Astronomy, astrophysics and space research. Band 2: Astronomie und Astrophysik, Weiterführung und Ergänzung von Bd. 1. Teilband b: K. Schaifers, H. H. Voigt (Hrsg.): Sterne und Sternhaufen. New Series. Springer-Verlag, Berlin u. a. 1982, ISBN 3-540-10976-5.

Weblinks[Bearbeiten]