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.

Einleitung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Klassifizierung von Sternen ist bereits seit langem ein wichtiger Bestandteil der Astronomie. Mit verbesserter Technik konnten die Sterne in immer genauer definierte Kategorien eingeteilt werden. In der modernen Astronomie spielen zwei Eigenschaften von Sternen eine entscheidende Rolle: einerseits die absolute Helligkeit (und eng mit ihr verbunden die Leuchtkraftklasse), andererseits die Spektralklasse. Diese beiden Eigenschaften werden im sogenannten Hertzsprung-Russell-Diagramm dargestellt, nach dem die Sterne entsprechend ihrem Entwicklungsstadium weiter kategorisiert werden. Ebenfalls zu erwähnen ist in diesem Zusammenhang die MK respektive Yerkes-Klassifikation basierend auf Spektralklasse und Leuchtkraftklasse. Wichtig ist dabei die längste Phase, während der ein Stern existiert, die sogenannte Hauptreihenphase. In der Hauptreihe verweilt aktuell auch unsere Sonne.

Experimentell lässt sich die Spektralklasse eindeutig anhand der Spektrallinien nachweisen, während die Absolute Helligkeit deutlich schwieriger zu messen ist, was vor allem auf die schwierig zu bestimmende Entfernung zurückzuführen ist. Durch die messbare scheinbare Helligkeit und weitere Messungen kann jedoch meist eine plausible Annahme über die Entfernung gemacht werden, wodurch sich die absolute Helligkeit bzw. die Leuchtkraftklasse bestimmen lässt. Ebenfalls in Abhängigkeit von der Spektrallinie lässt sich meist auch die Oberflächentemperatur des Sterns bestimmen.

Einige weitere Eigenschaften führen in Kombination zu einer Vielzahl von beschriebenen Phänomenen und Sternklassen. Viele dieser Eigenschaften sind beliebig kombinierbar und führen daher meist nicht direkt zu einer Aussage über das untersuchte Sternsystem, sondern wie bereits erwähnt erst in der Summe der Eigenschaften. Da nicht alle Phasen der Sternentwicklung vollständig verstanden sind, stehen diese zum Teil in einem unklaren Verhältnis zueinander, da viele Kategorien entweder phänomenologisch und/oder theoretisch begründet sind. Einige Beispiele für diese weiteren Eigenschaften:

Astronomische Messung der Entfernung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Wie bereits erwähnt ist die Messung der Entfernung ein zentrales Element, um die absolute Helligkeit zu bestimmen, welche eine wichtige Rolle spielt für die korrekte Interpretation der Spektren und die entsprechend korrekte Klassifizierung. Umgekehrt sind einige Sternklassen durch ihre bekannte absolute Helligkeit auch ideale Maßstäbe, da bei bekannter scheinbarer und absoluter Helligkeit direkt die Entfernung ermittelt werden kann. Dies sind die sogenannten Standardkerzen, welche oft durch Vergleich mit der Methode der Parallaxe geeicht werden.

Wichtig ist dabei das sogenannte Entfernungsmodul, welches die Differenz zwischen scheinbarer Helligkeit m und absoluter Helligkeit M darstellt. Sie steht in festem Zusammenhang zur Entfernung r. Aus der Festlegung der Helligkeitsstufen folgt:

Gibt man die Entfernungsmaßzahl als dimensionslose Zahl an, so lässt sich der Entfernungsmodul schreiben als:

Abhängig von der Entfernung sind hierbei in der Astronomie verschiedene Methoden verbreitet. Teilweise kann die Entfernung auch aufgrund einer gemeinsamen Bewegung oder bei weiter entfernten Objekten gemeinsamer Position abgeschätzt werden, sofern eine Referenz vorhanden ist. Nachfolgend eine Tabelle mit einer Übersicht über die Methoden der Entfernungsmessung zur Klassifizierung von Sternen. Daneben gibt es weitere Methoden für die Entfernungsbestimmung, welche dann aber für weiter entfernte Galaxien gebräuchlich sind.

Methode Distanzbereich Kommentar
Parallaxe bis max. 10000 LJ diese Methode ist auf kurze Distanz die präziseste
RR-Lyrae-Sterne möglich für Sterne innerhalb der Milchstraße und benachbarte Galaxien -
Cepheiden möglich für Sterne innerhalb der Milchstraße und benachbarte Galaxien -
Farben-Helligkeits-Diagramm - vor allem in Gebrauch zur Entfernungsmessung von Kugelsternhaufen

MK- respektive Yerkes-Klassifikation[Bearbeiten | Quelltext 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, wobei die Leuchtkraftklasse eng mit der absoluten Helligkeit verknüpft ist. Die beiden Teile, vor allem die Spektraltypen, können auch einzeln zur Klassifikation von Sternen eingesetzt werden.

Spektraltypen durch Spektren[Bearbeiten | Quelltext 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. 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.

Um die Sterne genauer klassifizieren zu können, werden die Spektren weiterhin in den einzelnen Klassen von 0 bis 9 abgestuft (M0 ist also heißer als M9). 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.

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

Spektralklassen ausserhalb der Standardsequenzen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einige Objekte lassen sich nicht in die sieben Standardsequenzen einteilen und werden dennoch mit einer Spektralklasse versehen. Das wären die Folgenden:

Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Leuchtkraftklasse eines Sterns ist durch Eigenschaften bestimmt, die von seiner Leuchtkraft abhängen; dies sind insbesondere die Breite und die Stärke (Höhe) der Spektrallinien. So haben Riesensterne eine geringere Schwerebeschleunigung in ihrer Photosphäre als Zwergsterne gleicher Temperatur, was eine geringere Druckverbreiterung der Linien bewirkt, wogegen die Spektralklasse Eigenschaften berücksichtigt, die primär von seiner Oberflächentemperatur abhängen.

Da die Leuchtkraft eines Sternes in physikalischen Einheiten von seiner Masse, der Größe seiner Oberfläche und seiner Effektivtemperatur abhängt, lässt sich allein mit dem Wert der Leuchtkraft noch keine Aussage über die Leuchtkraftklasse machen; so kann z. B. ein Stern mit der ca. 100-fachen Leuchtkraft der Sonne ein Hauptreihenstern, ein Unterriese oder ein Riese sein. Zur Ermittlung der Leuchtkraftklasse benötigt man zusätzlich die Angabe der Spektralklasse. Ist diese z. B. M0, so wäre ein Stern mit hundertfacher Sonnenleuchtkraft ein Roter Riese, die vollständige Klassifizierung im MK-System (s. u.) würde M0III lauten.

Leuchtkraftklasse Sterntyp
0 Hyperriese
I Überriese
Ia-0, Ia, Iab, Ib Unterteilung der Überriesen nach abnehmender Leuchtkraft
II heller Riese
III „normaler“ Riese
IV Unterriese
V Zwerg (Hauptreihenstern)
VI oder sd (präfix) Unterzwerg
VII oder D (präfix) Weißer Zwerg

Die Leuchtkraftklasse gibt den Entwicklungsstand eines Sternes an, von denen ein Stern in seinem Leben mehrere durchläuft.

Wenn der „Geburtsvorgang“ eines Sternes abgeschlossen ist, ist er in der Regel ein Hauptreihenstern (V). Sollte seine chemische Zusammensetzung stark von der der anderen Sterne abweichen und zwar derart, dass in seiner Atmosphäre wesentlich weniger Metalle enthalten sind, kann dieser Stern auch als Unterzwerg (VI) klassifiziert werden. Bei den heißen Sternen, mit den Spektralklassen O und B, hat die Hauptreihe sogar eine größere Dicke und umfasst dort auch die Leuchtkraftklassen IV und III. Dies hängt damit zusammen, dass die dortigen massereichen Sterne eine nicht-konvektive äußere Hülle haben, sodass die Metallizität über die Opazität einen größeren Einfluss auf den Energietransport hat. Die Hauptreihenphase stellt den längsten Abschnitt mit aktiver Kernfusion dar - während der Hauptreihenphase bezieht der Stern seine Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern, dem so genannten Wasserstoffbrennen.

Beträgt die Masse eines Sternes weniger als die 2,3-fache Masse unserer Sonne, entwickelt der Stern sich zunächst zu einem Unterriesen (IV). Das geschieht dann, wenn in seinem Zentrum kein Wasserstoff mehr vorhanden ist, die Temperatur in seinem Inneren aber nicht zur Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff im Heliumbrennen ausreicht. Der Stern bezieht seine Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium in der Schicht (Schale) die den „ausgebrannten“ Kern umgibt (Wasserstoffschalenbrennen).

Wenn die Masse des Heliumkernes eines Unterriesen die 0,45-fache Masse unserer Sonne oder die Masse eines Hauptreihensternes 2,3 Sonnenmassen übersteigt, setzt nach dem Wasserstoffbrennen die Fusion von Helium zu Kohlenstoff (Heliumbrennen) ein. Der Stern bläht sich dabei zu einem Riesen (III) auf.

Je nach Masse des Sternes kann dieser weitere Stufen der Entwicklung durchlaufen, wobei die Dauer jedes nun folgenden Abschnittes wesentlich kürzer als die vorangegangene ist. Hat ein Stern alle Möglichkeiten der Energiegewinnung, die ihm aufgrund seiner Masse zur Verfügung standen, ausgeschöpft, geht er in einen dauerhaften Endzustand über. Er kann als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden, wobei diese Endstadien nicht in Leuchtkraftklassen eingeordnet werden. In Mehrfachsternsystemen kann die Entwicklung der Komponenten durch Masseaustausch wesentlich anders verlaufen.

Präfixe- und Suffixe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bei Abweichungen vom definierten Standard helfen Präfixe und Suffixe, um die Einteilung genauzer zu machen (siehe → Spektralklasse#Prä- und Suffixe). Einiger dieser Prä- und Suffixe sind durch die Einführung der Leuchtkraftklasse im MK-System obsolet.

Beispielsterne klassifiziert nach MK und Sternklasse[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Stern Spektralklasse Leuchtkraftklasse Sternklasse Kommentar
Sonne G2 V Gelber Zwerg -
Sirius A A1 V Hauptreihenstern der Spektralklasse A Insgesamt als A1 Vm klassifiziert wegen starker Metalllinien
Sirius B A2 D (präfix) Weisser Zwerg der Spektralklasse A DA2 oder A2 VII
Mintaka Aa1 O9.5 II Riesenstern der Spektralklasse O hellste Komponente in einem Mehrfachsternsystem
Canopus F0 Ib Überriese -
Aldebaran K5 III Roter Riese -

UBV-System[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: UBV-System

Das UBV-System ist ein anderes System als das MK-System, um Sterne einzuteilen, wobei Farbindizes die Rolle der Spektralklasse übernehmen. Es handelt sich dabei um ein Photometrisches System. Darin stehen

  • U für die Helligkeit im ultravioletten Licht mit der Schwerpunktwellenlänge von 365 nm
  • B für die Helligkeit bei 440 nm (Blau)
  • V für die Helligkeit bei 550 nm (Gelb); V steht dabei für visuell, da das menschliche Auge Sterne im gelblichen Bereich am stärksten wahrnimmt.

Anhand dieser Bezugsgrößen werden im UBV-System drei Farbindizes gebildet: U-B, U-V und B-V, wobei letzterer für visuelle Beobachter die größere Bedeutung hat und z. B. oft in Sternkatalogen angegeben wird.

Beispiele[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Stern (B-V)-Farbindex Farbe
Spica −0,23 blau
Rigel ±0,00 bläulichweiß
Deneb +0,09 weiß
Sonne +0,65 gelblich
119 Tauri +2,06 tiefrot

Sternkataloge[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Sternkatalog

Sternkataloge dienen dazu, die große Anzahl von Sternen nach verschiedenen Eigenschaften in Buchform zu listen oder auf Datenbanken zu speichern. Die wichtigsten dieser Parameter sind:

Sternkataloge haben unterschiedliche Zwecke. Es gibt ausführliche Kataloge mit Daten einer Durchmusterung und Millionen oder noch mehr Sternen (wie den Tycho-2-Katalog oder den bald erscheinenden Gaia DR2). Es gibt aber auch spezialisierte Fundamentalkataloge mit den Daten ausgewählter Sterne über extrem lange Zeiträume. Ebenfalls ein Beispiel für einen Spezialkatalog wäre der General Catalogue of Variable Stars.

Populationen (Metallhäufigkeit)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Population (Astronomie)

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.

Geschichte (frühere Klassifikationen)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bereits in der babylonischen Astronomie - übernommen vom Griechischen Astronomen Hipparch wurden Sterne nach der sogenannten „Größenklasse“ (auch „Magnitudo“ genannt) basierend auf ihrer scheinbaren Helligkeit geordnet wie sie von der Erde aus zu beobachten sind. Diese freiäugige Skala (Sterne 1. bis 6. Größe) wurde 1850 streng logarithmisch definiert und erweitert. Heute reicht sie bis zu den schwächsten Sternen 25. Größe, die mit den größten Teleskopen gerade noch aufgelöst werden können.

Da die scheinbare Helligkeit den Anforderungen der modernen Astronomie bereits zu Beginn des 20. Jahrhunderts nicht mehr genügte, wurde die absolute Helligkeit als neues Mass eingeführt. Nach ihr wird jeder Stern normiert auf jene Grössenklasse, die der Stern in einer Entfernung von 10 Parsecs (32 Lichtjahre) scheinbar 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).

19. und 20. Jahrhundert [Bearbeiten | Quelltext 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.

Um 1950 definierte man eine Skala von I (Überriesen) bis V (Hauptreihensterne, früher "Zwerge" genannt) zur Einteilung nach Leuchtkraft. Sie wurde später um 0, Ia, Ib, VI (Unterzwerge) und VII (Weisse Zwerge) ergänzt, woraus letztlich die Leuchtkraftklasse des MK-Systems entstand.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • The Classification of Stars (englisch) – Taschenbuch von Jaschek & Jaschek, veröffentlicht von Cambridge University Press, im July 1990; ISBN 0-521-38996-8, bibcode:1990clst.book.....J
  • Joachim Krautter u. a.: Meyers Handbuch Weltall. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3.
  • Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. 2. Auflage. Spektrum Akademischer Verlag, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3.
  • 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.
  • Carlos Jaschek, Mercedes Jaschek: The classification of stars. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 1987, ISBN 0-521-26773-0.
  • 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.
  • (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 978-0-521-39916-6.

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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