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Grundwissen

Spektralklassen

Das Wichtigste auf einen Blick

  • Mittels Spektralanalyse erhält man das charakteristische Spektrum eines Sterns.
  • Aus Eigenschaften des Spektrums (Strahlungsmaximum, Absorptionslinien) kann man Rückschlüsse auf Eigenschaften des Sterns (z.B. die Oberflächentemperatur) ziehen.
  • Zur Klassifizierung werden sog. Spektralklassen genutzt. Die sieben Grundtypen werden mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet.

Objektivprismenaufnahme: Schaltet man an das Objektiv des Teleskop ein Prisma, so entwirft jeder Stern einen Streifen, der für sein Licht typische Absorptionslinien zeigt. Die Verbreiterung der Linien kommt durch die Bewegung des Teleskops auf Grund der Erddrehung zustande.

Zerlegt man das Licht eines Sterns z.B. mittels eines Prismas oder eines Gitters in seine Bestandteile, so erhält man ein für den Stern charakteristisches Spektrum. Aus dem Spektrum können verschiedene Informationen gewonnen werden: So sagt z.B. das Maximum der Wellenlänge etwas über die Oberflächentemperatur des Sterns aus (WIENsches Verschiebungsgesetz) und die Absorptionslinien (FRAUNHOFER-Linien) liefern detailiertere Aussagen über die den Stern umgebenden Gase.

Genaueres zur Aufnahme von Spektren von Sternen findet man bei Astronomie.de.

Einteilung in Spektralklassen

Die Sterne werden gemäß ihrer aktuellen Spektren in verschiedene Klassen eingeteilt, nämlich die Klassen O, B, A, F, G, K und M (Grundklassen),  L, T, und Y (Klassen für Braune Zwerge) sowie R, N und S (Kohlenstoffklassen der roten Riesen). Rund 99% aller Sterne sind Sterne der sieben Grundklassen O, B, A, F, G, K und M.
Die Benennung der grundlegenden Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M führte zum Merkspruch "Oh be a fine girl/guy, kiss me". Ein deutscher Merkspruch lautet: "Offenbar benutzen Astronomen furchtbar gerne komische Merksätze". Die Spektralklassen L, T, Y sowie R, N und S wurden erst später eingeführt. Die Spektren entstammen der Seite http://www.sternwarte.uni-erlangen.de/

O
B
A
F
G
K
M

Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O, B und A als frühe Spektralklassen, die Spektralklassen F und 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.

Spektralklasse der Sonne

Da sich das Spektrum eines Sterns im Laufe seiner Entwicklung verändert, kann sich auf großen Zeitachsen auch die Spektralklasse eines Sterns verändern. Unsere Sonne hat aktuell ein Spektrum vom Typ G, wird aber im Laufe ihres Daseins noch weitere Spektralklassen durchlaufen.

Feinere Einteilung und weitere Eigenschaften

Eine feinere Einteilung hat noch jeweils Zwischenklassen wie G0 G1 G2,... G9. Die Sonne hat z.B. diesbezüglich ein Spektrum vom Typ G2. Die folgende Tabelle wurde der deutschen Wikipedia entnommen und durch Daten der englischen Wikipedia ergänzt.
 

Klasse Charakteristische Absorptionslinie(n) Farbe Temperatur in K Beispielsterne
O Ionisiertes Helium (He II) blau ≥ 30 000 Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup)
B Neutrales Helium (He I)
Balmer-Serie Wasserstoff
blau-weiß 10 000 – 30 000 Rigel, Spica, Achernar
A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß (leicht bläulich) 7 500 – 10 000 Wega, Sirius, Altair
F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6 000 – 7 500 Prokyon, Canopus, Polarstern
G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 5 200 – 6 000 Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A
K Starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 3 700 – 5 200 Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo
M Titanoxid rot-orange 2 400 – 3 700 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri
Braune Zwerge
L   rot 1300 – 2000 VW Hyi
T   rot (Maximum in Infrarot) 600 – 1300 ε Ind Ba
Y   Infrarot 200 – 600 WISEP J041022.71+150248.5
Kohlenstoffklassen der roten Riesen (sog. Kohlenstoffsterne)
R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff rot-orange 3500 – 5400 S Cam, RU Vir
N Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff. Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse praktisch keine Blauanteile mehr auf. rot-orange 2000 – 3500 T Cam, U Cas
S Zirkonoxid rot 1900 – 3500 R Lep, Y CVn, U Hy