Lexikon: Spektralklasse

 

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Die Spektralklasse in der Astronomie ist eine Klassifikation der Sterne nach dem Aussehen ihres Spektrums.

Dabei beruht das System auf der Entdeckung von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813, dass im Sonnenspektrum dunkle Spektrallinie|Absorptionslinien sichtbar sind. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859 dann, dass diese Linien von der Lage her identisch sind mit Emissionslinien, die von bestimmten chemisches Element|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.

Es bestehen folgende 7 Grundklassen, sowie 3 Unterklassen:

Klasse Charakteristik Farbe K Beispielsterne
O Ionisiertes (He II) blau 28000 - 50000 Mintaka
B Neutrales Helium (He I)
Balmer-Serie
blau-weiß 9900 - 28000 Rigel, Spica
A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß 7400 - 9900 Wega, Sirius
F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6000 - 7400 Prokyon, Canopus
G Calcium (Ca II), und andere Metalle gelb 4900 - 6000 Capella,
K Starke Metalllinien, später Titanoxid orange 3500 - 4900 Arcturus, Aldebaran
M Titanoxid rotorange 2000 - 3500 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern
Unterklassen
R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO),
rotorange 3500 - 5400  
S Zinkoxid rotorange 2000 - 3500  
N Kohlenstoff rot 1900 - 3500  

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. 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, dass zusätzlich die Leuchtkraftklassen definiert, werden nicht alle diese Subtypen auch benutzt. Auf B3-Sterne folgen beispielsweise unmittelbar B5-Sterne, die Klasse B4 wird übersprungen.

Die Spektralklassen mit ihren 7 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 dient der Satz:

"O Be A Fine Girl Kiss Me (Right  Now)": O B A F G K M (R S N),

oder auch

"Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksprüche": O B A F G K M.

Folgende Klassen lassen sich in die Sequenz nicht einordnen:

Q Novae
P Planetarische Nebel
W Wolf-Rayet-Sterne
WN linien
WC Kohlenstofflinien

Außerdem können Besonderheiten im Spektrum durch Zusätze kenntlich gemacht werden:

c besonders scharfe Linien
g normaler Riese
d Zwergstern (Hauptreihe)
sd Unterzwerg
w Weißer Zwerg
n, nn diffuse Linien
s scharfe Linien
e, em Emissionslinien
p, pec Besonderheiten bei Linienintensität
m starke Metalllinien
comp zusammengesetztes Spektrum
v, var variables Spektrum

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe der , die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurden, überflüssig. Pickering begann im Jahre 1890 die Klassifikation mit Williamina Fleming, Antonia Ceatana Maury und Annie Jump Cannon zu erarbeiten. Dabei ging Pickering alphabetisch vor und ordnete die Klassen mit Großbuchstaben von A bis Z nach der Balmer-Serie (Übergänge der Elektronenbahnen im Wasserstoffspektrum).

Annie Jump Cannon stellte 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 Belichtungsfehler beruhten oder keinen Sinn hatten und daher wegfallen konnten. Die Abstufung wurde nicht mehr vom Spektrum, sondern von der Temperatur der Sterne abhängig gemacht.

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 Karl Vogel|Hermann Carl Vogel mit einem System, in das auch die bis dahin bekannten Sternentwicklungstheorien eingeflossen waren, was zu ständigen Änderungen führte.

Literatur

  • Carlos Jaschek, M. Jaschek: The classification of stars, Cambridge: Cambridge University Press, 1987

Kategorie:Stellarphysik

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