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.
Informationsgewinn aus dem Spektrum
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. Durch eine Analyse des Spektrums können verschiedene Informationen gewonnen werden: So kann die Oberflächentemperatur des Sterns mit Hilfe des Wienschen Verschiebungsgesetztes aus der Wellenlänge des Strahlungsmaximus gewonnen werden. Dabei gilt:\[T=\frac{2{,}898\cdot 10^-3 \rm{m\cdot K}}{\lambda_{\rm{max}}}\]
Weiter ermöglicht die Untersuchung von Absorptionslinien im Spektrum (FRAUNHOFER-Linien) detailliertere Aussagen über die den Stern umgebenden Gase.
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 Dr. Karl Remeis-Sternwarte.
O
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B
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A
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F
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G
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K
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M
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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 |