Astronomie

Fixsterne

Spektralklassen

  • Wie wird ein Stern geboren?
  • Was ist ein Roter Riese …
  • … und was ein Weißer Zwerg?
  • Wie entstehen eigentlich Schwarze Löcher?

Spektralklassen

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, wobei das Maximum der Wellenlänge etwas über die Oberflächentemperatur des Sterns aussagt (WIENsches Verschiebungsgesetz) und die Absorptionslinien (FRAUNHOFER-Linien) detailiertere Aussagen über die den Stern umgebenden Gase Auskunft geben.

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

Die Sterne werden gemäß ihrer 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). Die Benennung der Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M führte zum Merkspruch "Oh be a fine girl, kiss me", 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.

Eine feinere Einteilung hat noch jeweils Zwischenklassen wie G0 G1 G2,... G9. Die Sonne hat z.B. ein Spektrum vom Typ G2 und wird im Laufe ihres Daseins eine Reihe von Spektralklassen durchlaufen. 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
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