Spektralklasse

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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 | Quelltext bearbeiten]

Early spectral seq.png
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)
Early LC seq.png
Leuchtkraftsequenz früher B-Typ Sterne. Die Breite der Balmerlinien nimmt stark ab, bis Hβ bei B1a+ sogar in Emission ist, während die Klassifikations­merkmale für die Temperatur, hier das He I/Mg II-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 künstliche 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 | Quelltext bearbeiten]

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.

Für genauere Klassifikation können Spektralklassen in Unterklassen 0 bis 9 eingeteilt werden. 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.

Klasse Charakteristik Farbe Oberflächen-
Temperatur
(K)
typ. Masse
für Haupt-
reihe (M)
Beispiele
Hauptreihe und Riesenast
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) 07500–09750 03,2 Wega, Sirius, Altair
F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 06000–07350 01,7 Prokyon, Canopus, Polarstern
G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 05000–05900 01,1 Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A
K starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 03500–04850 00,8 Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo A
M Titanoxid rot-orange 02000–03350 00,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri
Braune Zwerge
L rot 01300–02000 VW Hyi
T rot (Maximum in IR) 00600–01300 ε Ind Ba
Y infrarot (IR) 00200–00600 WISEP J041022.71+150248.5
Kohlenstoffklassen der roten Riesen (Kohlenstoffsterne)
R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff rot-orange 03500–05400 S Cam, RU Vir
N Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff.
Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse
praktisch keine Blauanteile mehr auf.
rot-orange 02000–03500 T Cam, U Cas
S Zirkonoxid rot 01900–03500 R Lep, Y CVn, U Hya

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 koa Maß“
Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me (Right Now. Smack!)“: O B A F G K M (R N S) 
Oh Be A Fine Girl/Guy 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 | Quelltext 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 | Quelltext bearbeiten]

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

Suffixe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Suffix Bedeutung
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 überflüssig, die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurde (MK-System).

Präfixe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • James B. Kaler: Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence. Cambridge University Press 1997, ISBN 0-521-58570-8.
  • James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u. a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]