Die Spektralklassen



Wenn man sich die Spektren verschiedener Sterne anschaut, fallen einem auffällige Unterschiede auf. Es gibt aber auch viele Sterne, die ein ähnliches Spektrum aufweisen; deswegen beschloss man diese zu systematisieren und in Gruppen zusammenzufassen. Diese Gruppen werden als Spektralklassen bezeichnet, und sie werden jeweils mit einem Grossbuchstaben gekennzeichnet: O,B,A,F,G,K,M (Der englische Merksatz dazu lautet: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me).

Die Spektralklassen klassifizieren die unterschiedlichen Spektren der Sterne jeweils nach der Stärke ihrer Wasserstofflinien und gleichzeitig nach ihrer Farbe. Da sich herausstellte, dass diese Einteilung noch zu grob war, wurde jede Spektralklasse (jeder Buchstabe) in 10 weitere Klassen unterteilt. Die verschiedenen Spektralklassen haben ausserdem direkt etwas mit der Temperatur des Sternes zu tun. Dabei haben die Sterne in der Klasse O die heisseste Temperatur (28000-50000 Grad Kelvin) und die Sterne in der Klasse N die kälteste Temperatur (1900-3500 Grad Kelvin).

Es fällt auf, dass bei Sternen einer Spektralklasse, bei der die Temperatur relativ niedrig ist, keine Wasserstofflinien zu erkennen sind, obwohl diese überwiegend aus Wasserstoff bestehen. Dies ist damit zu erklären, dass ein Wasserstoffelektron meist Energie aufnimmt, wenn sein Atom mit einem anderen kollidiert. In "kalten" Gasen, wie zum Beispiel in der Spektralklasse M, ist die Wahrscheinlichkeit, dass zwei Atome zusammenstossen eher gering. Deswegen werden bei diesen Sternen, trotz ihrer riesigen Menge an Wasserstoff, keine Wasserstofflinien gesehen. Bei sehr heissen Temperaturen ist die Wahrscheinlichkeit von Wasserstoffatomkollisionen weitaus höher, und es können Wasserstofflinien beobachtet werden. Ab einer bestimmten Temperatur werden die Atome sogar zum Teil ionisiert.


Die einzelnen Spektralklassen:

1) Klasse O zeigt Linien mehrfach ionisierter Atome, wobei ionisiertes Helium (He II) dominiert. Es sind sowohl helle als auch dunkle Linien von He II vorzufinden. Bsp.: Theta Orionis.

2) Klasse B ist durch ein Intensitätsmaximum der Linien des neutralen Heliums hinsichtlich der Nebenklassifikation B2 charakterisiert; während die Intensität jener Linien mit abnehmender Effektivtemperatur sinkt, wächst hingegen die des Wasserstoffs. Bsp.: Rigel (Beta Orionis).

3) Klasse A umschließt die sogenannten Wasserstoffsterne. Wasserstofflinien erreichen die maximale Intensität bei Spektralklasse A2/A3. Außerdem sind schwache Linien ionisierter Metalle (Calcium II) anzutreffen. Bsp.: Sirius (Alpha Canis Majoris).

4) Klasse F beinhaltet Sterne mit ausgeprägten H- und K-Linien des Calciums. Bsp.: Prokyon (Alpha Canis Minoris).

5) Klasse G zeigt die Calcium-Linien noch ausgeprägter; viele neutrale Metalle (Eisen vorrangig) treten gleichermaßen auf. Bsp.: unsere Sonne.

6) Klasse K zeigt starke Metallinien, Molekülbanden treten in Erscheinung; im Hinblick auf die bisherigen Spektralklassen weist das violette Licht gegen über dem roten eine geringere Intensität auf. Bsp.: Arkturus (Alpha Bootis).

7) Klasse M zeichnet sich ähnlich der Klasse K durch das Auftreten von Banden, welche auf das Vorhandensein von Metalloxiden (Hauptaugenmerk ist auf die Titaniumoxid-Banden zu richten) hindeuten, aus; der violette Bereich ist noch schwächer ausgeprägt. Bsp.: Betelgeuze (Alpha Orionis).

 
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