Klassifizierung der Sterne

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Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.

Größenklassen (scheinbare Helligkeit)[Bearbeiten]

Bei der sogenannten „Größenklasse“ (auch „Magnitudo“ genannt) werden Sterne nach ihrer scheinbaren Helligkeit geordnet, wie sie von der Erde aus zu sehen bzw. zu beobachten sind. Die freiäugige Skala (Sterne 1. bis 6. Größe) ist die älteste Art der Klassifizierung von Gestirnen. Sie wurde 1850 streng logarithmisch definiert und reicht heute bis zu den schwächsten Sternen 25. Größe, die mit den größten Teleskopen gerade noch fotografiert werden können.

Diese Helligkeitsskala bestimmt, wie leicht oder schwierig Sterne und andere nicht selbstleuchtende Objekte zu beobachten sind. Besonders für die Spektroskopie ist eine ausreichende Zahl eintreffender Lichtquanten erforderlich (siehe Beleuchtungsstärke). Für Zwecke der Astrophysik ist die scheinbare Helligkeit -- abgesehen von den periodischen Schwankungen Veränderlicher Sterne -- nur bedingt geeignet, weil sie im Wesentlichen von der Entfernung des Sterns abhängt.

Leuchtkraft (absolute Helligkeit)[Bearbeiten]

Deshalb wurde vor etwa 100 Jahren die absolute Helligkeit definiert: jene Größenklasse, mit der ein Stern in der Einheitsentfernung von 10 Parsec (32 Lichtjahre) leuchten würde. Diese auch Leuchtkraft genannte Energieabstrahlung gehört zu den wichtigsten Zustandsgrößen der Astrophysik und bildet die Basis für die Klassifikation der Sternfamilien im Hertzsprung-Russell-Diagramm HRD (siehe Hauptreihenstern, Unterriese, Roter Riese, Überriese, Weißer Zwerg usw.)

MK- und Yerkes-Klassifikation[Bearbeiten]

Die MK-Klassifikation – nach den Anfangsbuchstaben der Nachnamen von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan, die das System zuerst entwickelten[1] – auch Yerkes-Klassifikation – nach dem Yerkes-Observatorium, an dem beide arbeiteten – und als MKK-System bezeichnet, wurde 1943 von William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kellman eingeführt.

Dabei handelt es sich um ein zweiteiliges Klassifikationsschema, welches sich aus Spektraltypen und der Leuchtkraftklassen zusammensetzt. Die beiden Teile, vor allem die Spektraltypen, können auch einzeln zur Klassifikation von Sternen eingesetzt werden. Die Spektraltypen können durch Analyse der Spektren der Sterne oder mit fotometrischen Mitteln zugewiesen werden.

Spektraltypen durch Spektren[Bearbeiten]

Hauptartikel: Spektralklasse

Die Spektralklassen repräsentieren verschiedene Bereiche von Oberflächentemperaturen. Die Klassifikation erfolgt aufgrund von Spektrallinien (Absorptions- und Emissionslinien) in den Spektren der Sterne. Das Vorhandensein von Spektrallinien hängt direkt mit der Oberflächentemperatur eines Sterns zusammen, da je nach Temperaturen verschiedene Elemente ionisiert werden können.

Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)[Bearbeiten]

Die Leuchtkraftklassen sind Ausdruck des Entwicklungszustands von Sternen. Sie werden von bestimmten Eigenschaften der Spektrallinien abgeleitet, namentlich von ihrer Breite und Intensität. Die Einteilung in eine Leuchtkraftklasse hängt zwar eng mit der Leuchtkraft zusammen, leitet sich aber nicht direkt aus ihr ab.

Um 1950 definierte man eine Skala von I (Überriesen) bis V (Hauptreihensterne, früher "Zwerge" genannt). Sie wurde später um Ia, Ib und VI (Unterzwerge) ergänzt. Ausgebrannte Sterne (Weiße Zwerge) werden hingegen mit einem D vor der Spektralklasse (z.B. DA, DG) gekennzeichnet.

Populationen (Metallhäufigkeit)[Bearbeiten]

Mit Hilfe der Metallhäufigkeit ordnet man Sterne außerdem in Populationen, was Rückschlüsse auf deren Alter ermöglicht. Populationen entsprechen grob der Entstehungszeit eines Sterns, da sich die Metalle im Laufe der Nukleosynthese in Galaxien stets weiter anreichern. In anderen Galaxien als der Milchstraße können solche Populationen anders definiert sein als in der Milchstraße, zum Beispiel sind in den Magellanschen Wolken alle Sterne metallarm, verglichen mit den Sternen in der Milchstraße. Dabei werden die Sterne wie in der folgenden Tabelle grob geordnet.

Klasse Zuordnung
Extreme Population I Metallreiche neu entstandene Sterne
Population I Sterne mit solarer Metallhäufigkeit, typischerweise einige Milliarden Jahre alt
Population II Sterne mit geringer Metallhäufigkeit, aus der Entstehungszeit der Milchstraße.
Population III Postulierte Population von Sternen ohne Metalle, aus der Anfangszeit des Universums. Obwohl es offensichtlich Sterne der Population III gegeben haben muss, werden heute keine solchen Sterne beobachtet. Daraus schließt man, dass die Population III nur aus relativ massereichen und daher kurzlebigen Sternen bestand.

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Die Entwicklung von Sternen (PPT-Datei, ~ 1,6 MB; HTML-Version) – Seminarvortrag bei der HU-Berlin