SPEKTROGRAPHIE

MK-System

Das MK-System ist eine 1943 von William W. Morgan und Philip C. Keenan entwickelte Klassifizierung von Sternen nach Leuchtkraftklassen. Eine Vereinfachung war nötig geworden, nachdem sich im Henry-Draper-Katalog mit noch heute gebräuchlichen Spektralklassen ein zu kompliziertes Präfixsystem etabliert hatte (vergleiche Geschichte der Spektrographie). Morgan und Keenan definierten sechs Leuchtkraftklassen, welche später durch zwei weitere ergänzt wurden. Alle sind im Hertzsprung-Russell-Diagramm an charakteristischen Bereichen zu finden.
0 - extrem helle Überriesen oder Hyperriesen
I - Überriesen
II - helle Riesen
III - Riesen
IV - Unterriesen
V - Hauptreihensterne (historisch bedingt manchmal auch als «Zwerge» bezeichnet)
VI - Unterzwerge
VII - Weisse Zwerge

Abhängigkeit der Spektrallinienbreite von der Einteilung im MK-System

Je grösser die MK-Klasse eines Sternes ist, desto breiter sind seine Spektrallinien. Dies veranschaulicht obiger Vergleich von ausgewählten Sternen der Spektralklasse A (von oben nach unten der Überriese Deneb, der Riese Alpha Ophiuchi, der Unterriese Alpha Librae und der Hauptreihenstern Castor). Hauptreihensterne besitzen einen kleineren Durchmesser als Riesen und daher einen höheren Gasdruck in ihren Photosphären. Dabei ist die Wahrscheinlichkeit grösser, dass bei der Entstehung der Spektrallinien Elektronen ein wenig abgelenkt und die Spektrallinien verbreitert werden.

Spezielles zur Nomenklatur

Bei Angaben zum Spektraltyp eines Sterns wird üblicherweise die Leuchtkraftklasse als römische Zahl ergänzt. Unsere Sonne, ein Hauptreihenstern mit dem Spektraltyp G2, wird somit zu G2 V. Manchmal werden zusätzlich die Präfixe «a» und «b» für heller bzw. schwächer als normal ergänzt. Gamma Cygni, ein etwas schwächerer Überriese der Spektralklasse F8 wird somit zu F8 Ib. Bei Überriesen (I) werden die Präfixe «a» oder «b» immer angehängt. Handelt es sich bei einem Stern um einen «normalen» Überriesen, so muss historisch bedingt das Präfix «ab», das bei den anderen Leuchtkraftklassen weggelassen wird, verwendet werden. So wird beispielsweise der Stern Antares als M1.5 Iab katalogisiert.

Besondere Eigenschaften von Sternen verschiedener Leuchtkraftklassen

V - Hauptreihensterne

Die meisten Sterne beginnen ihr Leben als Hauptreihenstern. In diesem stabilen Stadium verbringen sie den grössten Teil, bis zu 90%, ihres Lebens. Hauptreihensterne verbrennen unspektakulär ihre Wasserstoffvorräte im Kern zu Helium. Dadurch wird das Gleichgewicht zwischen nach innen gerichteter Gravitationskraft und dem nach aussen gerichteten Strahlungs- oder Gasdruck aufrecht erhalten. Deshalb ändert sich die Grösse und Helligkeit des Sterns kaum.

VI - Unterzwerge

Unterzwerge sind seltene Sterne, die wegen ihres Mangels an «Metallen» etwas kleiner und heisser sind als Hauptreihensterne (als «Metalle» bezeichnen Astrophysiker alle Elemente ausser Wasserstoff und Helium). Ihre absolute Helligkeit ist aufgrund der geringeren Grösse bis 2mag schwächer.

IV - Unterriesen

Sterne, die schwerer sind als 0.25 Sonnenmassen und ihren Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht haben, ziehen sich unter dem überhandnehmenden Gravitationsdruck zusammen. Um den Kern herum beginnt das Verbrennen von zusätzlichem Wasserstoff zu Helium, wobei sich der Stern ausserhalb dieser Zone ausdehnt. Die Oberflächentemperatur nimmt ab, die Leuchtkraft bleibt jedoch wegen der grösser gewordenen Oberfläche konstant.

III - Riesen

Unterriesen können sich zu Riesen weiterentwickeln, indem sich ihr Kern unter der erhöhten Gravitationskraft weiter zusammenzieht, nachdem ein Grossteil des Wasserstoffs auch ausserhalb des Kerns zu Helium verbrannt wurde. Dies hat eine Temperaturerhöhung zur Folge. Die absolute Helligkeit nimmt aufgrund der sich gewaltig ausdehnenden Photosphäre des Sterns zu. Ist ein Stern im Stadium V leichter als 0.5 Sonnenmassen, zieht er sich später - wenn sämtlicher Wasserstoff zu Helium verbrannt wurde - zu einem Weissen Zwerg (VII) zusammen. Andernfalls reicht seine Kerntemperatur aus, um im Kern sogar das Heliumbrennen starten zu können. Bei diesem werden noch schwerere Elemente gebildet; ein heller Riese oder gar ein Überriese entsteht.

II - Helle Riesen

Zu den hellen Riesen werden Sterne gezählt, die sich in einem Stadium zwischen Riesen und Überriesen befinden.

I - Überriesen

Überriesen erzeugen in ihrem Kern Energie, indem sie das dort angesammelte Helium in grossen Mengen weiter zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusionieren. Der Kern zieht sich dabei noch mehr zusammen, weil der Gasdruck des Heliumbrennens schwächer ist als derjenige des Wasserstoffbrennens. Die äusserste Sternschicht dehnt sich hingegen weiter aus, da beim Heliumbrennen eine riesige Menge Energie freigesetzt wird. Die Ausdehnung führt zu einem fortgesetzten Anstieg der absoluten Helligkeit, und dies obwohl die Photosphärentemperatur gesunken ist.

0 - Hyperriesen

Nur in den schwersten Sternen wird durch extrem hohe Kerntemperatur die Fusion von Kohlenstoff zu Eisen aktiviert. Bei der Kohlenstofffusion zieht sich der Kern noch mehr zusammen, die Sternenhülle hingegen dehnt sich aufgrund der gewaltigen Energieproduktion weiter aus. Je nach Photosphären-Temperatur, die zwischen 3'500 und 35'000K betragen kann, besitzen Hyperriesen eine grosse bis riesige absolute Helligkeit. Da sie den verbleibenden Brennstoff sehr schnell verbrauchen, können sie nur wenige Millionen Jahre in diesem Stadium verbringen. Gehen die Brennstoffvorräte zur Neige, kollabiert zunächst der Kern und seine Hülle wird in einer Supernova-Explosion ausgeschleudert. Übrig bleibt im Zentrum ein Neutronenstern oder bei den schwersten Sternen ein Schwarzes Loch. Darum herum dehnt sich ein Gasnebel aus, der Supernova-Überrest.

VII - Weisse Zwerge

Der Name «Weisser Zwerg» stammt von den zuerst entdeckten Exemplaren, die zufällig alle zur Spektralklasse A gehörten und damit weisslich waren. Es gibt aber auch viele Weisse Zwerge, die anderen Spektralklassen angehören und damit andere Farben haben. Dennoch bezeichnet man auch diese als Weisse Zwerge. Es handelt sich um extrem lichtschwache Sterne. Deshalb wird hier kein entsprechendes Spektrum gezeigt, da sie für unseren Spektrographen alle zu wenig hell erscheinen. Für das menschliche Auge bleiben sie am Nachthimmel unsichtbar. Trotzdem sind sie häufig, da sie das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne bilden (ausser der extrem massereichen). Wenn ein Stern am Ende des Lebens seine gesamten Brennstoffvorräte aufgebraucht hat, erlischt die Kernfusion. Somit wirkt keine Kraft mehr dem Gravitationsdruck entgegen. Der Stern schrumpft, bis sein Material «entartet» ist. Damit ist gemeint, dass die Elektronen wegen quantenmechanischer Gesetze nicht noch näher zusammenrücken können. Die so entstandenen Weissen Zwerge sind nun ähnlich gross wie die Erde, haben aber eine ungeheure Dichte. Ein Kubikzentimeter würde auf der Erde etwa eine Tonne wiegen! Sie haben zudem Magnetfelder, die über eine Million Mal stärker als das Erdmagnetfeld sein können.

Neutronensterne und Schwarze Löcher

Bei Sternen mit mehr als 1.4 Sonnenmassen kann die Gravitationskraft sogar die quantenmechanischen Druckkräfte überwinden, so dass der Weisse Zwerg zu einem noch viel kleineren Neutronenstern kollabiert. Sein Durchmesser beträgt nur noch einige Kilometer. Nun stellt sich der Entartungsdruck der Protonen der Gravitation entgegen und verhindert ein weiteres Kollabieren. Bei den schwersten aller Sterne kann die Gravitationskraft sogar den Entartungsdruck der Protonen überwinden und es entsteht ein Schwarzes Loch. Neutronensterne und Schwarze Löcher lassen sich wegen ihrer geringen Helligkeit nicht direkt spektroskopisch beobachten. Man kann sie aber indirekt durch ihre Wechselwirkung mit anderen Himmelskörpern nachweisen.