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Spektralklasse



Hertzsprung-Russell Diagramm
Spektralklasse
Braune Zwerge
Weiße Zwerge
Rote Zwerge
Unterzwerge
Zwerge
Hauptreihe
Riesen
Helle Riesen
Überriesen
Hyperriesen
Absolute
Hellig-
keit
(MV)

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

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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 sind mit Emissionslinien, 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.

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 und drei Unterklassen:

Klasse Charakteristik Farbe Temperatur in K Masse in MO Beispielsterne
O Ionisiertes Helium (He II) blau 30000–50000 60 Mintaka (δ Orionis), Naos (ζ Puppis)
B Neutrales Helium (He I)
Balmer-Serie Wasserstoff
blau-weiß 10000–28000 18 Rigel, Spica
A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß (leicht bläulich) 7500–9750 3,2 Wega, Sirius
F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6000–7350 1,7 Prokyon, Canopus
G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 5000–5900 1,1 Capella, Sonne
K Starke Metalllinien, später Titanoxid orange 3500–4850 0,8 Arcturus, Aldebaran
M Titanoxid rot-orange 2000–3350 0,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern
Unterklassen
R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff rot-orange 3500–5400 S Camelopardalis, RU Virginis
S Zirkonoxid rot-orange 2000–3500 T Camelopardalis, U Cassiopeiae
N Kohlenstoff rot 1900–3500 R Leporis, Y Canum Venaticorum, U Hydrae

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

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 dient der Satz:

"O Be A Fine Girl Kiss Me (Right Smack 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. 
Oh, Bei Allen Fixsternen Gibt's Kennzeichnende Merkmale“: O B A F G K M. 
Ohne Bier Aus'm Fass Gibt's Koa Maß“: 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 Stickstofflinien
WC Kohlenstofflinien

Außerdem können Besonderheiten im Spektrum durch Zusätze kenntlich gemacht werden:

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

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe der Leuchtkraftklasse, die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurden (daher auch: MK-System), überflüssig. Pickering begann im Jahre 1890, die Klassifikation zusammen mit Williamina Fleming, Antonia 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 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
  • 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. Spektrum Akademischer Verlag, 1994
  • Theodor Schmidt-Kaler: Physical Parameters of Stars in: Landolt-Börnstein New Series, Vol. 2b, ed. K. Schaifers & H.H. Voigt (New York:Springer) 1982.
  • 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 (U. of Toronto, 1984).
 
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