Klassifizierung der Sterne

Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Spektralklasse

Braune
Zwerge

Weiße Zwerge

Rote
Zwerge

Unterzwerge

Zwerge

Hauptreihe

Unterriesen

Riesen

Helle Riesen

Überriesen

Hyperriesen

Absolute
Hellig-
keit
(mag)

Einleitung

Die Klassifizierung von Sternen ist bereits seit langem ein wichtiger Bestandteil der Astronomie. Mit verbesserter Technik konnten die Sterne in immer genauer definierte Kategorien eingeteilt werden. In der modernen Astronomie spielen zwei Eigenschaften von Sternen eine entscheidende Rolle: einerseits die absolute Helligkeit (und eng mit ihr verbunden die Leuchtkraftklasse), andererseits die Spektralklasse. Diese beiden Eigenschaften werden im sogenannten Hertzsprung-Russell-Diagramm dargestellt, nach dem die Sterne entsprechend ihrem Entwicklungsstadium weiter kategorisiert werden. Ebenfalls zu erwähnen ist in diesem Zusammenhang die MK- und Yerkes-Klassifikation basierend auf Spektralklasse und Leuchtkraftklasse. Wichtig ist dabei die längste Phase, während der ein Stern existiert, die sogenannte Hauptreihenphase. In der Hauptreihe verweilt aktuell auch unsere Sonne.

Experimentell lässt sich die Spektralklasse eindeutig anhand der Spektrallinien nachweisen, während die Absolute Helligkeit deutlich schwieriger zu messen ist was vor allem auf die schwierig zu bestimmende Entfernung zurückzuführen ist. Durch die messbare scheinbare Helligkeit und weitere Messungen kann jedoch meist eine plausible Annahme über die Entfernung gemacht werden, wodurch sich die absolute Helligkeit bzw. die Leuchtkraftklasse bestimmen lässt. Ebenfalls in Abhängigkeit von der Spektrallinie lässt sich meist auch die Oberflächentemperatur des Sterns bestimmen.

Einige weitere Eigenschaften führen in Kombination zu einer Vielzahl von beschriebenen Phänomenen und Sternklassen. Viele dieser Eigenschaften sind beliebig kombinierbar und führen daher meist nicht direkt zu einer Aussage über das untersuchte Sternsystem, sondern wie bereits erwähnt erst in der Summe der Eigenschaften. Da nicht alle Phasen der Sternentwicklung vollständig verstanden sind stehen diese zum Teil in einem unklaren Verhältnis zueinander, da viele Kategorien entweder phänomenologisch und/oder theoretisch begründet sind. Einige Beispiele für diese weiteren Eigenschaften:

• Doppelsterne
• Neutronensterne
• Riesensterne
• Veränderliche Sterne
• Pekuliäre Sterne
• Metallizität

Geschichte

Bereits in der babylonischen Astronomie - übernommen vom Griechischen Astronomen Hipparch wurden Sterne nach der sogenannten „Größenklasse“ (auch „Magnitudo“ genannt) basierend auf ihrer scheinbaren Helligkeit geordnet wie sie von der Erde aus zu beobachten sind. Diese freiäugige Skala (Sterne 1. bis 6. Größe) wurde 1850 streng logarithmisch definiert und erweitert. Heute reicht sie bis zu den schwächsten Sternen 25. Größe, die mit den größten Teleskopen gerade noch aufgelöst werden können.

Da die scheinbare Helligkeit den Anforderungen der modernen Astronomie bereits vor etwa 100 Jahren nicht mehr genügte, wurde die absolute Helligkeit als neues Mass eingeführt. Nach ihr wird jeder Stern normiert auf jene Grössenklasse, die der Stern in einer Entfernung von 10 Parsecs (32 Lichtjahre) scheinbar leuchten würde. Diese auch Leuchtkraft genannte Energieabstrahlung gehört zu den wichtigsten Zustandsgrößen der Astrophysik und bildet die Basis für die Klassifikation der Sternfamilien im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD).

Astronomische Messung der Entfernung

Wie bereits erwähnt ist die Messung der Entfernung ein zentrales Element, um die absolute Helligkeit zu bestimmen welche eine wichtige Rolle spielt für die korrekte Interpretation der Spektren und die entsprechend korrekte Klassifizierung. Umgekehrt sind einige Sternklassen durch ihre bekannte absolute Helligkeit auch ideale Maßstäbe, da bei bekannter scheinbarer und absoluter Helligkeit direkt die Entfernung ermittelt werden kann. Dies sind die sogenannten Standardkerzen, welche oft durch Vergleich mit der Methode der Parallaxe geeicht werden.

Wichtig ist dabei das sogenannte Entfernungsmodul, welches die Differenz zwischen scheinbarer Helligkeit m und absoluter Helligkeit M darstellt. Sie steht in festem Zusammenhang zur Entfernung r. Aus der Festlegung der Helligkeitsstufen folgt:

$ {\begin{aligned}{\frac {r}{10\,\mathrm {pc} }}&=10^{\frac {m-M}{5\,\mathrm {mag} }}\\\Leftrightarrow m-M&=5\,\mathrm {mag} \cdot \log _{10}\left({\frac {r}{10\,\mathrm {pc} }}\right)\end{aligned}} $

Gibt man die Entfernungsmaßzahl $ r^{*}=r/\mathrm {pc} $ als dimensionslose Zahl an, so lässt sich der Entfernungsmodul schreiben als:

$ {\begin{aligned}m-M&=5\,\mathrm {mag} \cdot (\lg r^{*}-\lg 10)\\&=-5\,\mathrm {mag} +5\,\mathrm {mag} \cdot \lg r^{*}\end{aligned}} $

Abhängig von der Entfernung sind hierbei in der Astronomie verschiedene Methoden verbreitet. Teilweise kann die Entfernung auch aufgrund einer gemeinsamen Bewegung oder bei weiter entfernten Objekten gemeinsamer Position abgeschätzt werden, sofern eine Referenz vorhanden ist. Nachfolgend eine Tabelle mit einer Übersicht über die Methoden der Entfernungsmessung zur Klassifizierung von Sternen. Daneben gibt es weitere Methoden für die Entfernungsbestimmung welche dann aber für weiter entfernte Galaxien gebräuchlich sind.

MK- und Yerkes-Klassifikation

Die MK-Klassifikation – nach den Anfangsbuchstaben der Nachnamen von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan, die das System zuerst entwickelten^[1] – auch Yerkes-Klassifikation – nach dem Yerkes-Observatorium, an dem beide arbeiteten – und als MKK-System bezeichnet, wurde 1943 von William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kellman eingeführt.

Dabei handelt es sich um ein zweiteiliges Klassifikationsschema, welches sich aus Spektraltypen und der Leuchtkraftklassen zusammensetzt, wobei die Leuchtkraftklasse eng mit der absoluten Helligkeit verknüpft ist. Die beiden Teile, vor allem die Spektraltypen, können auch einzeln zur Klassifikation von Sternen eingesetzt werden. Die Spektraltypen können durch Analyse der Spektren der Sterne oder mit photometrischen Mitteln zugewiesen werden.

Spektraltypen durch Spektren

Die Spektralklassen repräsentieren verschiedene Bereiche von Oberflächentemperaturen. Die Klassifikation erfolgt aufgrund von Spektrallinien (Absorptions- und Emissionslinien) in den Spektren der Sterne. Das Vorhandensein von Spektrallinien hängt direkt mit der Oberflächentemperatur eines Sterns zusammen, da je nach Temperaturen verschiedene Elemente ionisiert werden können.

Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)

Die Leuchtkraftklassen sind Ausdruck des Entwicklungszustands von Sternen. Sie werden von bestimmten Eigenschaften der Spektrallinien abgeleitet, namentlich von ihrer Breite und Intensität. Die Einteilung in eine Leuchtkraftklasse hängt zwar eng mit der Leuchtkraft zusammen, leitet sich aber nicht direkt aus ihr ab.

Um 1950 definierte man eine Skala von I (Überriesen) bis V (Hauptreihensterne, früher "Zwerge" genannt). Sie wurde später um Ia, Ib und VI (Unterzwerge) ergänzt. Ausgebrannte Sterne (Weiße Zwerge) werden hingegen mit einem D vor der Spektralklasse (z. B. DA, DG) gekennzeichnet.

Populationen (Metallhäufigkeit)

Mit Hilfe der Metallhäufigkeit ordnet man Sterne außerdem in Populationen, was Rückschlüsse auf deren Alter ermöglicht. Populationen entsprechen grob der Entstehungszeit eines Sterns, da sich die Metalle im Laufe der Nukleosynthese in Galaxien stets weiter anreichern. In anderen Galaxien als der Milchstraße können solche Populationen anders definiert sein als in der Milchstraße, zum Beispiel sind in den Magellanschen Wolken alle Sterne metallarm, verglichen mit den Sternen in der Milchstraße. Dabei werden die Sterne wie in der folgenden Tabelle grob geordnet.

Siehe auch

• Hertzsprung-Russell-Diagramm
• Williamina Fleming
• Liste der Sternklassen

Weblinks

• Klassifizierung der Sterne – Artikel bei Raumfahrer.net, vom 12. Oktober 2002

Literatur

• The Classification of Stars (englisch) – Taschenbuch von Jaschek & Jaschek, veröffentlicht von Cambridge University Press, im July 1990; ISBN 0-521-38996-8, bibcode:1990clst.book.....J

Einzelnachweise