SPEKTROGRAPHIE

Spektralklassen im Überblick

Wird das Licht eines Sterns mit Hilfe eines Spektrographen zerlegt, entsteht ein charakteristisches Spektrum. Heisse, bläuliche Sterne senden den Grossteil ihrer Strahlung im kurzwelligen, ultravioletten Bereich ab. «Kühle» orange und rötliche Sterne senden hingegen fast kein blaues Licht aus; ihr Strahlungsmaximum liegt tief im Infraroten. Zudem zeigen Spektren heisser Sterne weniger und von anderen Elementen stammende Absorptionslinien als diejenigen der «kühleren», bei denen zudem Molekülbanden einen markanten Teil des Farbenkontinuums verdecken. Sterne mit ähnlichen Eigenschaften werden in Spektralklassen unterteilt. Die Reihenfolge ist historisch bedingt O, B, A, F, G, K, M und R, S, N für die «kühlen», roten Kohlenstoffsterne, die hier als C (Carbon) zusammengefasst werden:

Spektralklasse O: mit einer Temperatur von bis zu 50'000K in der Photosphäre ausserordentlich heisse, leuchtkräftige und kurzlebige, bläulich leuchtende Sterne; die auffälligsten Absorptionslinien stammen von ionisiertem und elementarem Helium sowie Wasserstoff.

Spektralklasse B: heisse, leuchtkräftige Sterne, deren Photosphären Temperaturen bis 20'000K erreichen; Lebensdauer etwa 100 Millionen Jahre; die Spektren werden von elementarem Helium und Wasserstoff dominiert.

Sonderfall Be-Sterne: Diese haben markante Emissionslinien, die von leuchtenden Gasscheiben herrühren, welche diese Sterne umgeben.

Spektralklasse A: weissliche Sterne mit Temperaturen um 9'000K; die Spektren zeichnen sich durch starke Wasserstofflinien der Balmerserie aus.

Spektralklasse F: weiss-gelbliche Sterne mit rund 7'000K Photosphärentemperatur; in den Spektren nimmt die Anzahl von Absorptionslinien zu. Unter anderem wird eine Natrium-Linie sichtbar.

Sonderfall Cepheiden: Sie bilden eine Besonderheit im Übergangsbereich der Spektralklassen F und G; es handelt sich um instabile, pulsierende Riesensterne.

Spektralklasse G: Zu ihnen gehört auch unsere Sonne; sie zählen mit einer Temperatur von etwa 5'500K zu den durchschnittlich temperierten Sternen mit mässiger Leuchtkraft und einer Lebensdauer bis 10 Milliarden Jahren; Metalle wie Kalzium, Eisen oder Natrium dominieren ihre Spektren.

Spektralklasse K: orange Sterne mit Temperaturen in der Photosphäre um 4'000K; nebst vielen Absorptionslinien kommen Banden der Moleküle CH, CN und TiO vor.

Spektralklasse M: rötliche Sterne mit «niedrigen» Temperaturen um 2'500K; zahlreiche Molekülbanden und viele Absorptionslinien unterbrechen das Farbkontinuum.

Sonderfall Mira-Sterne: Besonderheit der Spektralklassen K und M; instabile, pulsierende Riesensterne mit Wasserstoff-Emissionslinien und vielen Molekülbanden im Spektrum.

Kohlenstoff-Sterne: gleichen den Spektralklassen K und M; ihre Spektren werden aber von Kohlenstoffmolekülbanden dominiert.

Novae: Lichtausbruch in einem engen Doppelsternsystem, nachdem Material vom Begleitstern zum Weissen Zwerg geströmt ist und an der Oberfläche Kernreaktionen ausgelöst hat. Innert kürzester Zeit ändert sich das Spektrum. Unter anderem werden Absorptions- zu Emissionslinien.

Emissionsnebel: Emissionsnebel zeigen ein reines Emissionsspektrum. Sie werden durch die Ultraviolettstrahlung heisser Sterne (Spektraltyp O oder B) zum Eigenleuchten angeregt.