Spektralklassen
Die Spektren (Spektralklassen) der Sterne
Viele Eigenschaften der Sterne können ermittelt werden, indem man das Spektrum des Sternlichtes untersucht. Eine dieser Eigenschaften ist die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphären. Die Sternspektren enthalten Absorptionslinien, wie sie auch im Spektrum der Sonne auftreten. Die Spektren der einzelnen Sterne unterscheiden sich aber auch darin, welche Farbe des kontinuierlichen Untergrundes am intensivsten ist, außerdem in der Anzahl, der Anordnung, der Intensität und der Breite der Absorptionslinien.
Elektromagnetische Strahlung kann mit Hilfe von Spektralapparaten zerlegt werden. Das einfachste Grundelement dieser Instrumente ist das Prisma. Glas bricht blaues Licht stärker als rotes. Man erhält so das sichtbare Spektrum aufgespaltet von blau bis rot. Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 im Sonnenspektrum dunkle Linien, die Fraunhofersche Linien genannt werden, denen er jedoch keinen Entstehungsmechanismus zuordnen konnte. Jedes Atom eines Elements sendet diskrete Wellenlängen aus, die aus den Übergängen der Elektronen berechnet werden können (1861 entdeckt von Kirchhoff und Bunsen). Diese Tatsache spiegelt sich in den Linien des Spektrums wieder.
Je nach Entstehungsart des Wellengemischs unterscheidet man Emissions- und Absorptionsspektrum.
Leuchtkraft
Die Leuchtkraft (Strahlungsleistung) eines Sternes lässt sich aus dem Verhältnis der Breiten bestimmter Absorptionslinien bestimmen. Schmale (scharfe) Linien weisen auf hohe Leuchtkraft, breite (verwaschene) Linien auf eine niedrige Leuchtkraft hin. Sterne haben nicht alle die gleiche Farbe. Beteigeuze und Antares zeigen eine eindeutige Rotfärbung. Arktur ist orange, Kapella ist gelb. Sirius und Wega sind hellweiß und Rigel ist blauweiß. Im Licht eines Sterns mit hoher Photosphärentemperatur (Oberflächentemperatur) überwiegt der blaue Anteil, im Licht eines Sterns mit niedrigerer Oberflächentemperatur die rote. Die Farbe eines Sterns hängt deshalb von der Photosphärentemperatur des betreffenden Sterns ab.
Die Spektralklassen sind Ausdruck der physikalischen Unterschiede zwischen den Sternen. Ein besonders enger Zusammenhang besteht zwischen der Spektralklasse und der Oberflächentemperatur eines Sterns.
In der Praxis bestimmt man die Sternfarbe meist durch mehrere Helligkeitsmessungen in unterschiedlichen Farbbereichen. Bei der Messung der scheinbaren Helligkeit ergeben sich unterschiedliche Werte für denselben Stern, je nachdem , ob der verwendete Strahlungsempfänger für den kurzwelligen (blauen) oder den langwelligen (roten) Strahlungsbereich besonders empfindlich ist. Die Differenz beider Helligkeitswerte ist ein Maß für die Farbe des Sternlichtes.
Der Zusammenhang zwischen Farbe und Oberflächentemperatur ist aber nicht ganz eindeutig. Genauere Angaben über die Temperatur erhält man aus der Anzahl und der Anordnung der Absorptionslinien im Sternspektrum. Nach dem Aussehen ihrer Spektren, insbesondere nach der Anordnung der auffälligsten Absorptionslinien, teilt man die Sterne in Spektralklassen ein.
Es bestehen folgende sieben Grundklassen, sowie zwei Klassen für Braune Zwerge und drei Unterklassen für durch die Nukleosynthese verursachten chemischen Besonderheiten roter Riesensterne.
Elektromagnetische Strahlung kann mit Hilfe von Spektralapparaten zerlegt werden. Das einfachste Grundelement dieser Instrumente ist das Prisma. Glas bricht blaues Licht stärker als rotes. Man erhält so das sichtbare Spektrum aufgespaltet von blau bis rot. Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 im Sonnenspektrum dunkle Linien, die Fraunhofersche Linien genannt werden, denen er jedoch keinen Entstehungsmechanismus zuordnen konnte. Jedes Atom eines Elements sendet diskrete Wellenlängen aus, die aus den Übergängen der Elektronen berechnet werden können (1861 entdeckt von Kirchhoff und Bunsen). Diese Tatsache spiegelt sich in den Linien des Spektrums wieder.
Je nach Entstehungsart des Wellengemischs unterscheidet man Emissions- und Absorptionsspektrum.
Leuchtkraft
Die Leuchtkraft (Strahlungsleistung) eines Sternes lässt sich aus dem Verhältnis der Breiten bestimmter Absorptionslinien bestimmen. Schmale (scharfe) Linien weisen auf hohe Leuchtkraft, breite (verwaschene) Linien auf eine niedrige Leuchtkraft hin. Sterne haben nicht alle die gleiche Farbe. Beteigeuze und Antares zeigen eine eindeutige Rotfärbung. Arktur ist orange, Kapella ist gelb. Sirius und Wega sind hellweiß und Rigel ist blauweiß. Im Licht eines Sterns mit hoher Photosphärentemperatur (Oberflächentemperatur) überwiegt der blaue Anteil, im Licht eines Sterns mit niedrigerer Oberflächentemperatur die rote. Die Farbe eines Sterns hängt deshalb von der Photosphärentemperatur des betreffenden Sterns ab.
Die Spektralklassen sind Ausdruck der physikalischen Unterschiede zwischen den Sternen. Ein besonders enger Zusammenhang besteht zwischen der Spektralklasse und der Oberflächentemperatur eines Sterns.
In der Praxis bestimmt man die Sternfarbe meist durch mehrere Helligkeitsmessungen in unterschiedlichen Farbbereichen. Bei der Messung der scheinbaren Helligkeit ergeben sich unterschiedliche Werte für denselben Stern, je nachdem , ob der verwendete Strahlungsempfänger für den kurzwelligen (blauen) oder den langwelligen (roten) Strahlungsbereich besonders empfindlich ist. Die Differenz beider Helligkeitswerte ist ein Maß für die Farbe des Sternlichtes.
Der Zusammenhang zwischen Farbe und Oberflächentemperatur ist aber nicht ganz eindeutig. Genauere Angaben über die Temperatur erhält man aus der Anzahl und der Anordnung der Absorptionslinien im Sternspektrum. Nach dem Aussehen ihrer Spektren, insbesondere nach der Anordnung der auffälligsten Absorptionslinien, teilt man die Sterne in Spektralklassen ein.
Es bestehen folgende sieben Grundklassen, sowie zwei Klassen für Braune Zwerge und drei Unterklassen für durch die Nukleosynthese verursachten chemischen Besonderheiten roter Riesensterne.
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, wurden nicht alle diese Subtypen auch benutzt. Auf B3-Sterne folgten beispielsweise unmittelbar B5-Sterne, die Klasse B4 wurde übersprungen. Mit zunehmend besseren Instrumenten konnte im Laufe der Zeit feiner unterschieden werden, so dass Zwischenklassen definiert wurden, zum Beispiel gibt es zwischen B0 und B1 mittlerweile sogar drei zusätzliche Klassen, die B0.2, B0.5, und B0.7 genannt werden.
Die Spektralklassen werden dann noch etwas feiner unterteilt wobei man die Ziffer 0 bis 9 anhängt. 0 ist ein Stern der nahe an der nächst höheren Spektralklasse angesiedelt ist und 9 einer der nahe der nächst niedrigen Klasse. 5 liegt gerade in der Mitte, ist also eher als typischer Vertreter einzustufen.
Quelle: Wikipedia
Quelle: Wikipedia
© Matthias Voß