Spektralklasse: Unterschied zwischen den Versionen

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Spektralklasse: Unterschied zwischen den Versionen

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K
 
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(→‎Einteilung: Es gibt kein Zirkonoxid, gemeint ist das bereits verlinkte ZirkonIUMoxid.)
 
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{{Dieser Artikel|behandelt die Spektralklasse von Sternen. Zur gelegentlich „Spektralklasse“ genannten Typisierung von Asteroiden siehe unter [[Asteroid#Die Zusammensetzung von Asteroiden|Asteroid]].}}
{{Dieser Artikel|behandelt die Spektralklasse von Sternen. Zur gelegentlich „Spektralklasse“ genannten Typisierung von Asteroiden siehe unter [[Asteroid#Klassifikationsschemata von Asteroiden]].}}
 
{{Linkbox Hertzsprung-Russel-Diagramm}}
{{Linkbox Hertzsprung-Russel-Diagramm}}


Die '''Spektralklasse''', auch '''Spektraltyp''' genannt, ist in der [[Astronomie]] eine [[Klassifizierung der Sterne]] nach dem Aussehen ihres [[Lichtspektrum]]s.
Die '''Spektralklasse''', auch '''Spektraltyp''' genannt, ist in der [[Astronomie]] eine [[Klassifizierung der Sterne]] nach dem Aussehen ihres [[Lichtspektrum]]s.


Dabei beruht das System auf der Entdeckung von [[Joseph von Fraunhofer]] im Jahr 1813, der im [[Sonnenstrahlung#Sonnenspektrum|Sonnenspektrum]] dunkle [[Spektrallinie|Absorptionslinien]] fand. [[Robert Wilhelm Bunsen]] und [[Gustav Robert Kirchhoff]] entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit Emissionslinien sind, die von bestimmten [[chemisches Element|chemischen Elementen]] abgegeben werden.
Dabei beruht das System auf der Entdeckung von [[Joseph von Fraunhofer]] im Jahr 1813, der im [[Sonnenstrahlung#Sonnenspektrum|Sonnenspektrum]] dunkle [[Spektrallinie#Absorptionslinie|Absorptionslinien]] fand. [[Robert Wilhelm Bunsen]] und [[Gustav Robert Kirchhoff]] entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit [[Spektrallinie#Emissionslinie|Emissionslinien]] sind, die von bestimmten [[chemisches Element|chemischen Elementen]] abgegeben werden.


Der Schluss lag nahe, dass diese Elemente in der Sonne vorhanden sein mussten. Die [[Spektroskopie|Spektralanalyse]] war begründet. Neben der Analyse von Materialien auf der Erde ließen sich so auch die Sternspektren analysieren.
Der Schluss lag nahe, dass diese Elemente in der Sonne vorhanden sein mussten. Die [[Astrospektroskopie|Spektralanalyse]] war begründet. Neben der Analyse von Materialien auf der Erde ließen sich so auch die [[Sternspektrum|Sternspektren]] analysieren.


== Prinzip der Spektralklassifikation ==
== Prinzip ==
Der Klassifizierung eines Sterns in eine Spektralklasse des [[Klassifizierung der Sterne#MK- respektive Yerkes-Klassifikation|MK-Systems]] (nach [[William Wilson Morgan|W. Morgan]] und [[Philip C. Keenan|P. Keenan]]) liegt ein visueller Vergleich seines Spektrums mit den Spektren von Standardsternen zu Grunde. Um instrumentelle Effekte – wie zum Beispiel ein höheres spektrales [[Auflösungsvermögen]] – auf die Klassifikation auszuschließen, wird eine Standardinstrumentation angegeben. Mit Rücksicht auf die fortgeschrittene Entwicklung astronomischer Instrumente wurde die Klassifikationsauflösung inzwischen mehrfach erhöht. Auch erfuhr das ursprüngliche MK-System dahingehend Veränderungen, dass neue Standardsterne mit einbezogen und andere, als wenig geeignet erkannt, aus dem System entfernt wurden. Wegen der damals verwendeten photographischen Emulsionen reicht der spektrale Bereich, auf den sich die MK-Klassifikation bezieht, von etwa 390 [[Nanometer|nm]] bis etwa 500 nm.


[[Datei:Early spectral seq.png|miniatur|250px|links|Spektren früher [[Hauptreihenstern]]e mit markierten Klassifikationsmerkmalen der He II (stark in O Sternen), He I (stark in frühen B-Sternen), und [[Balmer-Serie|Balmerlinien]] (stark in späten B/frühen A-Sternen).]]
Die MK-Klassifikation beinhaltet ausdrücklich keine Klassifikation nach sekundär bestimmten physikalischen Größen, sondern macht sich die Fähigkeit des menschlichen Gehirns zur Mustererkennung zunutze. In neuerer Zeit wurden auch [[Künstliches neuronales Netz|künstliche neuronale Netze]] mit einigem Erfolg auf die MK-Klassifikation trainiert. Dadurch wird gewährleistet, dass die Klassifikation konsistent bleibt, auch wenn sich die Erkenntnisse zur stellaren Physik ändern.
[[Datei:Early LC seq.png|miniatur|250px|[[Leuchtkraft]]sequenz früher B-Typ Sterne. Die Breite der Balmerlinien nimmt drastisch ab, bis Hβ bei B1a+ sogar in Emission ist, während die Klassifikationsmerkmale für die Temperatur, hier das HeI/MgII-Verhältnis, sich kaum ändern.]]


Spektralklassen des [[Leuchtkraftklasse|MK-Systems]] (nach [[William Wilson Morgan]] und [[Philip C. Keenan]]) werden durch den visuellen Vergleich der Sternspektren mit Spektren von Standardsternen bestimmt. Um instrumentelle Effekte auf die Klassifikation, wie zum Beispiel ein höheres spektrales [[Auflösungsvermögen]], auszuschließen, wurde auch eine Standardinstrumentation angegeben. Da die Entwicklung der astronomischen Instrumente seit dem ursprünglichen MK-System jedoch weit fortgeschritten ist, wurde die Klassifikationsauflösung seither mehrfach erhöht. Neue Standardsterne wurden in das System mit einbezogen, und andere, die als wenig geeignet erkannt wurden, aus dem System entfernt. Der spektrale Bereich, auf den sich die MK-Klassifikation bezieht, reicht von etwa 390 bis etwa 500 [[Nanometer|nm]], bedingt durch die im ursprünglichen System verwendeten photographischen Emulsionen.
; Vergleichsbeispiele
[[Datei:Early spectral seq.png|ohne|mini|hochkant=3.0|Spektren früher [[Hauptreihenstern]]e mit markierten Klassifikationsmerkmalen der He II (stark in O-Sternen), He I (stark in frühen B-Sternen), und [[Balmer-Serie|Balmerlinien]] (stark in späten B-/frühen A-Sternen)]]
[[Datei:Early LC seq.png|ohne|mini|hochkant=3.0|[[Leuchtkraft]]sequenz früher B-Typ Sterne – die Breite der Balmerlinien nimmt stark ab, bis Hβ bei B1a+ sogar in Emission ist, während die Klassifikationsmerkmale für die Temperatur, hier das He I/Mg II-Verhältnis, sich kaum ändern]]


Die MK-Klassifikation beinhaltet ausdrücklich keine Klassifikation nach sekundär bestimmten physikalischen Größen, sondern macht sich die Fähigkeit des menschlichen Gehirns zur Mustererkennung zu Nutze. In neuerer Zeit wurden allerdings [[Künstliches neuronales Netz|künstliche neuronale Netze]] mit einigem Erfolg auf die MK-Klassifikation trainiert. Dadurch wird gewährleistet, dass die Klassifikation konsistent bleibt, auch wenn sich die Erkenntnisse zur stellaren Physik ändern.
== Einteilung ==
[[Datei:Morgan-Keenan spectral classification.svg|miniatur|hochkant=2.2|Vergleich der Spektralklassen O–M für Hauptreihensterne]]


== Einteilung ==
Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als '''frühe Spektralklassen''', die Spektralklassen F bis G als '''mittlere Spektralklassen''' und die übrigen Spektralklassen als '''späte Spektralklassen''' zu bezeichnen. Die Bezeichnungen früh, mittel und spät entstammen der inzwischen überholten Annahme, die Spektralklasse sage etwas über den Entwicklungsstand eines Sterns aus. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch, und ein Stern gilt als früher oder später, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.


[[Datei:Morgan-Keenan spectral classification.png|miniatur|Schematischer Vergleich der Spektralklassen O-M für Hauptreihensterne]]
Es bestehen folgende sieben Grundklassen, sowie drei Klassen für [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]] und drei Unterklassen für durch die [[Nukleosynthese]] verursachten chemischen Besonderheiten [[roter Riese]]nsterne.


Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als '''frühe Spektralklassen''', die Spektralklassen F bis G als '''mittlere Spektralklassen''' und die übrigen Spektralklassen als '''späte Spektralklassen''' zu bezeichnen. Die Bezeichnungen früh, mittel und spät entstammen der inzwischen überholten Annahme, die Spektralklasse sage etwas über den Entwicklungsstand eines Sterns aus. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch, und ein Stern gilt als früher oder später, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.
Für genauere Klassifikation können Spektralklassen in Unterklassen 0 bis 9 eingeteilt werden. 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 [[Klassifizierung der Sterne|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


Es bestehen folgende sieben Grundklassen, sowie drei Klassen für [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]] und drei Unterklassen für durch die [[Nukleosynthese]] verursachten chemischen Besonderheiten [[roter Riese]]nsterne:
Es gab verschiedene Vorläufer der heutigen Spektralklassen, siehe dazu: [[Klassifizierung der Sterne#Geschichte (frühere Klassifikationen)]]


{| class="wikitable"  
{| class="wikitable"
! Klasse
! Klasse
! Charakteristik
! Charakteristik
! Farbe
! Farbe
! Temperatur in [[Kelvin|K]]  
! Oberflächen-<br />Temperatur<br />([[Kelvin|K]])
! typische Masse ''für die Hauptreihe'' in [[Sonnenmasse|M<sub>&#x2609;</sub>]]
! typ. Masse<br />für Haupt-<br />reihe ([[Sonnenmasse|M<sub>☉</sub>]])
! Beispielsterne
! Beispiele
|-----
|-
|- style="background:#9bb0ff;"
| colspan="6" | '''Hauptreihe und Riesenast'''
| O || [[Ionisation|Ionisiertes]] [[Helium]] (He II) || blau || 30000–50000 ||60|| [[Mintaka]] (δ Ori), [[Naos (Stern)|Naos]] (ζ Pup)
|- bgcolor="9bb0ff"
|-----
| align="center" | O || [[Ionisation|ionisiertes]] [[Helium]] (He II) || blau || 30000–50000 ||60|| [[Mintaka]] (δ Ori), [[Naos (Stern)|Naos]] (ζ Pup)
|- style="background:#aabfff;"
|- bgcolor="aabfff"
| B
| align="center" | B || neutrales Helium (He I), [[Balmer-Serie]] [[Wasserstoff]] || blau-weiß || 10000–28000 || 18 || [[Rigel]], [[Spica]], [[Achernar]]
| Neutrales Helium (He I)<br>[[Balmer-Serie]] [[Wasserstoff]] || blau-weiß || 10000–28000 || 18 || [[Rigel]], [[Spica]], [[Achernar]]
|- bgcolor="e4e8fc"
|-----
| align="center" | A || Wasserstoff, [[Calcium]] (Ca II) || weiß (leicht bläulich) || {{0}}7500–{{0}}9750 || {{0}}3,2 || [[Wega]], [[Sirius]], [[Altair]]
|- style="background:#e4e8fc;"
|- bgcolor="f9fae7"
| A || Wasserstoff, [[Calcium]] (Ca II) || weiß (leicht bläulich) || 7500–9750 || 3,2 || [[Wega]], [[Sirius]], [[Altair]]
| align="center" | F || Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen || weiß-gelb || {{0}}6000–{{0}}7350 || {{0}}1,7|| [[Prokyon]], [[Canopus]], [[Polarstern]]
|-----
|- bgcolor="fdf9b3"
|- style="background:#f9fae7;"
| align="center" | G || Calcium (Ca II), [[Eisen]] und andere Metalle || gelb|| {{0}}5000–{{0}}5900 || {{0}}1,1 ||  [[Tau Ceti]], [[Sonne]], [[Alpha Centauri A]]
| F || Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen || weiß-gelb || 6000–7350 || 1,7|| [[Prokyon]], [[Canopus]], [[Polarstern]]
|- bgcolor="ffd870"
|-----
| align="center" | K || starke Metalllinien, später [[Titan(IV)-oxid]] || orange || {{0}}3500–{{0}}4850 || {{0}}0,8 || [[Arktur|Arcturus]], [[Aldebaran]], [[Epsilon Eridani]], [[Albireo]] A
|- style="background:#fdf9b3;"
|- bgcolor="fbc886"
| G || Calcium (Ca II), [[Eisen]] und andere Metalle || gelb|| 5000–5900 || 1,1 ||  [[Tau Ceti]], [[Sonne]], [[Alpha Centauri A]]
| align="center" | M || [[Titan(II)-oxid|Titanoxid]] || rot-orange || {{0}}2000–{{0}}3350 || {{0}}0,3 || [[Beteigeuze]], [[Antares]], [[Kapteyns Stern]], [[Proxima Centauri]]
|-----
|-
|- style="background:#ffd870;"
| colspan="6" | '''Braune Zwerge'''
| K || Starke Metalllinien, später [[Titan(IV)-oxid]] || orange || 3500–4850 || 0,8 || [[Arktur|Arcturus]], [[Aldebaran]], [[Epsilon Eridani]], [[Albireo]] A
|- bgcolor="fbb1a5"
|-----
| align="center" | L || || rot || {{0}}1300–{{0}}2000 ||  || VW Hyi
|- style="background:#fbc886;"
|- bgcolor="f4acae"
| M || [[Titan(II)-oxid|Titanoxid]] || rot-orange || 2000–3350 || 0,3 || [[Beteigeuze]], [[Antares]], [[Kapteyns Stern]], [[Proxima Centauri]]
| align="center" | T || || rot (Maximum in IR) || {{0|00}}600–{{0}}1300 ||  || [[Epsilon Indi Ba|ε Indi Ba]]
|-----
|- bgcolor="f0b0bc"
| colspan="6" | Braune Zwerge
| align="center" | Y || || infrarot (IR) || {{0|00}}200–{{0|00}}600 ||  || WISEP J041022.71+150248.5
|-----
|-
|- style="background:#fbb1a5;"
| colspan="6" | '''Kohlenstoffklassen der roten Riesen ([[Kohlenstoffstern]]e)'''
| L || || rot || 1300–2000 ||  || VW Hyi
|- bgcolor="fbc886"
|-----
| align="center" | R ||| [[Cyanide|Cyan]] (CN), [[Kohlenmonoxid]] (CO), [[Kohlenstoff]] || rot-orange || {{0}}3500–{{0}}5400 || || S Cam, RU Vir
|- style="background:#f4acae;"
|- bgcolor="fbc886"
| T || || rot (Maximum in Infrarot) || 600–1300 ||  || [[Epsilon Indi Ba|ε Ind Ba]]
| align="center" | N || Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff.<br />Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse<br />praktisch keine Blauanteile mehr auf. || rot-orange || {{0}}2000–{{0}}3500 || || T Cam, U Cas
|-----
|- bgcolor="fbb1a5"
|- style="background:#f0b0bc;"
| align="center" | S || [[Zirkoniumdioxid]] || rot || {{0}}1900–{{0}}3500 || || R Lep, [[La Superba|Y CVn]], U Hya
| Y || || Infrarot || 200–600 ||  || WISEP J041022.71+150248.5
|-----
| colspan="6" | Kohlenstoffklassen der roten Riesen (sog. [[Kohlenstoffstern]]e)
|-----
|- style="background:#fbc886;"
| R ||| [[Cyanide|Cyan]] (CN), [[Kohlenmonoxid]] (CO), [[Kohlenstoff]] || rot-orange || 3500–5400 || || S Cam, RU Vir
|-----
|- style="background:#fbc886;"
| N || Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff. Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse praktisch keine Blauanteile mehr auf. || rot-orange || 2000–3500 || || T Cam, U Cas
|-----
|- style="background:#fbb1a5;"
| S || [[Zirkoniumdioxid|Zirkonoxid]] || rot || 1900–3500 || || R Lep, [[La Superba|Y CVn]], U Hya
|}
|}


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 [[Leuchtkraftklasse|MK-System]], das zusätzlich die [[Leuchtkraftklasse]]n 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 mit ihren sieben Grundtypen (O, B, A, F, G, K, M) machen rund 99 % aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden.
 
Als Merksatz für diese Spektralklassen dienen die Sätze:
 
* Hauptreihe (O B A F G K M):
 
:„'''O'''pa '''B'''astelt '''A'''m '''F'''reitag '''G'''erne '''K'''leine '''M'''ännchen“
:„'''O'''ffenbar '''B'''enutzen '''A'''stronomen '''F'''urchtbar '''G'''erne '''K'''omische '''M'''erksätze“
:„'''O'''hne '''B'''ier '''a'''us’m '''F'''ass '''g'''ibt’s '''k'''oa '''M'''aß“
 
* Hauptreihe + Rote Riesen (O B A F G K M (R N S)):


Die Spektralklassen mit ihren sieben Grundtypen (O, B, A, F, G, K, M) machen rund 99 % aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden.
:„'''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl/'''G'''uy '''K'''iss '''M'''e ('''R'''ight '''N'''ow. '''''S'''mack!'')“


Als Merksatz für diese Spektralklassen dienen die Sätze:
* Hauptreihe + Braune Zwerge (O B A F G K M L T):
:„'''O'''pa '''B'''astelt '''A'''m '''F'''reitag '''G'''erne '''K'''leine '''M'''ännchen“: O B A F G K M &nbsp;
:„'''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl/'''G'''uy '''K'''iss '''M'''y '''L'''ips '''T'''onight“
:„'''O'''ffenbar '''B'''enutzen '''A'''stronomen '''F'''urchtbar '''G'''erne '''K'''omische '''M'''erksätze“: O B A F G K M &nbsp;
:„'''O'''hne '''B'''ier '''a'''us '''F'''laschen '''g'''eht '''k'''ein '''M'''ensch '''l'''ang '''t'''rinken“
:„'''O'''hne '''B'''ier '''a'''us'm '''F'''ass '''g'''ibt's '''k'''oa '''M'''aß“
:„'''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl/'''G'''uy '''K'''iss '''M'''e ('''R'''ight '''N'''ow. '''''S'''mack!'')“: O B A F G K M (R N S)&nbsp;
:„'''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl/'''G'''uy '''K'''iss '''M'''y '''L'''ips '''T'''onight“: O B A F G K M L T&nbsp;


Es gibt eine Vielzahl weiterer Varianten entsprechender [[Liste der Merksprüche#Astronomie|Merksätze]].
Es gibt eine Vielzahl weiterer Varianten entsprechender [[Liste der Merksprüche#Astronomie|Merksätze]].


== Klassen außerhalb der Standard-Sequenzen ==
== Klassen außerhalb der Standard-Sequenzen ==
Folgende Klassen lassen sich nicht in die oben beschriebenen Sequenzen einordnen:
Folgende Klassen lassen sich nicht in die oben beschriebenen Sequenzen einordnen:


{| class="wikitable"
{| class="wikitable"
| Q || [[Nova (Stern)|Novae]]
| Q || [[Nova (Stern)|Novae]]
|-----
|-
| Pv || [[Planetarischer Nebel|Planetarische Nebel]]
| Pv || [[Planetarischer Nebel|Planetarische Nebel]]
|-----
|-
| W || [[Wolf-Rayet-Stern]]e
| W || [[Wolf-Rayet-Stern]]e
|-----
|-
| WN || [[Stickstoff]]linien
| WN || [[Stickstoff]]linien
|-----
|-
| WC || Kohlenstofflinien
| WC || Kohlenstofflinien
|}
|}


== Prä- und Suffixe ==
== Prä- und Suffixe ==
Die Unterteilung der Spektralklassen kann durch [[Suffix]]e und [[Präfix]]e weiter verfeinert werden.
Die Unterteilung der Spektralklassen kann durch [[Suffix]]e und [[Präfix]]e weiter verfeinert werden.


=== Suffixe ===
=== Suffixe ===
 
{| class="wikitable zebra"
{| class="wikitable"
! Suffix !! Bedeutung
|-
| c || besonders scharfe Linien (engl. ''crisp'')
| c || besonders scharfe Linien (engl. ''crisp'')
|-----
|-
| comp || zusammengesetztes (engl. ''composite'') Spektrum
| comp || zusammengesetztes (engl. ''composite'') Spektrum
|-----
|-
| d || [[Zwergstern]] (Hauptreihe; engl. ''dwarf'')
| d || [[Zwergstern]] (Hauptreihe; engl. ''dwarf'')
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|-
| e, em || Emissionslinien
| e, em || Emissionslinien
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|-
| g || [[Riesenstern|normaler Riese]] (engl. ''giant'')
| g || [[Riesenstern|normaler Riese]] (engl. ''giant'')
|-----
|-
| k || interstellare Absorptionslinien
| k || interstellare Absorptionslinien
|-----
|-
| m || starke Metalllinien
| m || starke Metalllinien
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|-
| n, nn || diffuse Linien (engl. ''nebulous'')
| n, nn || diffuse Linien (engl. ''nebulous'')
|-----
|-
| p, pec || Besonderheiten bei Linienintensität (engl. ''peculiar'', „besonders“)
| p, pec || Besonderheiten bei Linienintensität (engl. ''peculiar'', „besonders“)
|-----
|-
| s || scharfe Linien
| s || scharfe Linien
|-----
|-
| sd || [[Unterzwerg]] (engl. ''sub dwarf'')
| sd || [[Unterzwerg]] (engl. ''sub dwarf'')
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|-
| v, var || variables Spektrum
| v, var || variables Spektrum
|-----
|-
| w || [[Weißer Zwerg]]
| w || [[Weißer Zwerg]]
|}
|}
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=== Präfixe ===
=== Präfixe ===
 
{| class="wikitable zebra"
{| class="wikitable"
! rowspan="2" | Präfix !! colspan="2" | Bedeutung
! rowspan="2" | Präfix
! colspan="2" | Bedeutung
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|-
! englisch (international)
! englisch (international) !! deutsch
! deutsch
|-
|-
| d
| d || dwarf || Zwerg
| dwarf
| Zwerg
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|-
| sd
| sd || sub-dwarf || Unterzwerg
| sub-dwarf
| Unterzwerg
|-
|-
| g
| g || giant || Riese
| giant
| Riese
|}
|}
== {{Anker|Harvard-Klassifikation}} Geschichte ==
Erste Versuche, Ordnung in die Helligkeit und Temperatur von Sternen zu bringen, hatten im Jahr 1865 der italienische Pater [[Angelo Secchi]] mit einer dreistufigen Skala unternommen und 1874 [[Hermann Karl Vogel|Hermann Carl Vogel]] mit einem System, in das auch die bis dahin bekannten Sternentwicklungstheorien eingeflossen waren, was zu ständigen Änderungen führte. Im Jahre 1868 entwickelte [[Angelo Secchi]] folgende vier Grundtypen:
* '''Typ I'''    : weiße und blaue Sterne mit einer starken Wasserstofflinie (A-Klasse)   
* '''Typ II'''  : gelbe Sterne mit einer schwachen Wasserstofflinie, aber zahlreichen Metall-Linien (G und K-Klasse)
* '''Typ III'''  : orange bis rote Sterne mit komplexen Banden (M-Klasse)
* '''Typ IV'''  : rote Sterne mit signifikanten Kohlenstofflinien und Banden (Kohlenstoffsterne)
1878 fügte er eine weitere hinzu:
* '''Typ V'''  : helle [[Spektrallinie|Spektrallinien]] (Be, Bf etc.)
Aufbauend auf umfangreichen Spektren von [[Henry Draper]] wurde eine neue Klassifikation erarbeitet. [[Edward Charles Pickering]] begann im Jahre 1890, zusammen mit [[Williamina Fleming]], [[Antonia Maury]] und [[Annie Jump Cannon]] entsprechende Arbeiten. Dabei ging Pickering alphabetisch vor und ordnete die Klassen mit Großbuchstaben von A bis Z nach der [[Balmer-Serie]] (Übergänge der Elektronenbahnen im [[Wasserstoffspektrum]]). Durch weitere Forschungen wurde dieses Schema durch die sogenannte '''Harvard-Klassifikation''' ersetzt, die eine Unterteilung in die Typen A-Q vorsah.
Annie Jump Cannon stellte jedoch sehr bald fest, dass die Reihenfolge nicht sinnvoll war: nach der Abstufung kamen die blau-weiß leuchtenden, heißen O-Sterne nach den roten, relativ kühlen M- und N-Sternen. Ferner stellte sich heraus, dass einige der Klassen nur auf Belichtungsfehlern beruhten, oder aber keinen Sinn hatten und daher wegfallen konnten. Die Abstufung wurde nicht mehr vom Spektrum, sondern von der Temperatur der Sterne abhängig gemacht. Aufgrund dieser Erkenntnisse wurde die bisherige Unterteilung um 1912 umsortiert, und es folgte die heute verwendete Unterteilung in die sieben oben genannten Spektralklassen.


== Literatur ==
== Literatur ==
* R. F. Garrison: ''The MK Process and Stellar Classification.'' In: R. F. Garrison (Hrsg.): ''The MK Process and Stellar Classification.'' Proceedings of the Workshop in Honor of [[William Wilson Morgan|W. W. Morgan]] and [[Philip C. Keenan|P. C. Keenan]], held at the University of Toronto, Canada, June 1983. David Dunlap Observatory – University of Toronto, Toronto 1984, ISBN 0-7727-5801-8.
* ''(speziell zum Abschnitt „Geschichte“:)'' J. B. Hearnshaw: ''The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy.'' Cambridge University Press, Cambridge (UK) 1990, ISBN 978-0-521-39916-6.
* [[Carlos Jaschek]], Mercedes Jaschek: ''The classification of stars.'' Cambridge University Press, Cambridge u.&nbsp;a. 1987, ISBN 0-521-26773-0.
* James B. Kaler: ''Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence.'' Cambridge University Press 1997, ISBN 0-521-58570-8.
* James B. Kaler: ''Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence.'' Cambridge University Press 1997, ISBN 0-521-58570-8.
* James B. Kaler: ''Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht.'' Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u.&nbsp;a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.
* James B. Kaler: ''Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht.'' Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u.&nbsp;a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.
* [[Theodor Schmidt-Kaler]]: ''Physical Parameters of Stars.'' In: K.-H. Hellwege (Hrsg.): ''Landolt-Börnstein. Zahlenwerte und Funktionen aus Naturwissenschaften und Technik.'' = ''Numerical data and functional relationships in science and technology.'' Gruppe 6: ''Astronomie, Astrophysik und Weltraumforschung.'' = ''Astronomy, astrophysics and space research.'' Band 2: ''Astronomie und Astrophysik, Weiterführung und Ergänzung von Bd. 1.'' Teilband b: [[Karl Schaifers|K. Schaifers]], [[Hans-Heinrich Voigt|H. H. Voigt]] (Hrsg.): ''Sterne und Sternhaufen.'' New Series. Springer-Verlag, Berlin u.&nbsp;a. 1982, ISBN 3-540-10976-5.


== Weblinks ==
== Weblinks ==
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[[Kategorie:Sternklasse|!Spektralklasse]]
[[Kategorie:Sternklasse|!Spektralklasse]]


[[ml:നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം]]
[[ml:നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രൽ വർഗ്ഗീകരണം]]
[[ro:Clasificarea stelelor#Clasificarea după spectrul stelar]]
[[ro:Clasificarea stelelor#Clasificarea după spectrul stelar]]
[[tr:Yıldız sınıflandırma]]
[[tr:Yıldız sınıflandırma (astronomi)]]

Aktuelle Version vom 4. Juni 2021, 18:14 Uhr

Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums.

Dabei beruht das System auf der Entdeckung von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813, der im Sonnenspektrum dunkle Absorptionslinien fand. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit Emissionslinien sind, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden.

Der Schluss lag nahe, dass diese Elemente in der Sonne vorhanden sein mussten. Die Spektralanalyse war begründet. Neben der Analyse von Materialien auf der Erde ließen sich so auch die Sternspektren analysieren.

Prinzip

Der Klassifizierung eines Sterns in eine Spektralklasse des MK-Systems (nach W. Morgan und P. Keenan) liegt ein visueller Vergleich seines Spektrums mit den Spektren von Standardsternen zu Grunde. Um instrumentelle Effekte – wie zum Beispiel ein höheres spektrales Auflösungsvermögen – auf die Klassifikation auszuschließen, wird eine Standardinstrumentation angegeben. Mit Rücksicht auf die fortgeschrittene Entwicklung astronomischer Instrumente wurde die Klassifikationsauflösung inzwischen mehrfach erhöht. Auch erfuhr das ursprüngliche MK-System dahingehend Veränderungen, dass neue Standardsterne mit einbezogen und andere, als wenig geeignet erkannt, aus dem System entfernt wurden. Wegen der damals verwendeten photographischen Emulsionen reicht der spektrale Bereich, auf den sich die MK-Klassifikation bezieht, von etwa 390 nm bis etwa 500 nm.

Die MK-Klassifikation beinhaltet ausdrücklich keine Klassifikation nach sekundär bestimmten physikalischen Größen, sondern macht sich die Fähigkeit des menschlichen Gehirns zur Mustererkennung zunutze. In neuerer Zeit wurden auch künstliche neuronale Netze mit einigem Erfolg auf die MK-Klassifikation trainiert. Dadurch wird gewährleistet, dass die Klassifikation konsistent bleibt, auch wenn sich die Erkenntnisse zur stellaren Physik ändern.

Vergleichsbeispiele
Spektren früher Hauptreihensterne mit markierten Klassifikationsmerkmalen der He II (stark in O-Sternen), He I (stark in frühen B-Sternen), und Balmerlinien (stark in späten B-/frühen A-Sternen)
Leuchtkraftsequenz früher B-Typ Sterne – die Breite der Balmerlinien nimmt stark ab, bis Hβ bei B1a+ sogar in Emission ist, während die Klassifikationsmerkmale für die Temperatur, hier das He I/Mg II-Verhältnis, sich kaum ändern

Einteilung

Vergleich der Spektralklassen O–M für Hauptreihensterne

Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als frühe Spektralklassen, die Spektralklassen F bis G als mittlere Spektralklassen und die übrigen Spektralklassen als späte Spektralklassen zu bezeichnen. Die Bezeichnungen früh, mittel und spät entstammen der inzwischen überholten Annahme, die Spektralklasse sage etwas über den Entwicklungsstand eines Sterns aus. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch, und ein Stern gilt als früher oder später, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.

Es bestehen folgende sieben Grundklassen, sowie drei Klassen für Braune Zwerge und drei Unterklassen für durch die Nukleosynthese verursachten chemischen Besonderheiten roter Riesensterne.

Für genauere Klassifikation können Spektralklassen in Unterklassen 0 bis 9 eingeteilt werden. 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

Es gab verschiedene Vorläufer der heutigen Spektralklassen, siehe dazu: Klassifizierung der Sterne#Geschichte (frühere Klassifikationen)

Klasse Charakteristik Farbe Oberflächen-
Temperatur
(K) 		typ. Masse
für Haupt-
reihe (M☉) 		Beispiele
Hauptreihe und Riesenast
O ionisiertes Helium (He II) blau 30000–50000 60 Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup)
B neutrales Helium (He I), Balmer-Serie Wasserstoff blau-weiß 10000–28000 18 Rigel, Spica, Achernar
A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß (leicht bläulich) 07500–09750 03,2 Wega, Sirius, Altair
F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 06000–07350 01,7 Prokyon, Canopus, Polarstern
G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 05000–05900 01,1 Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A
K starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 03500–04850 00,8 Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo A
M Titanoxid rot-orange 02000–03350 00,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri
Braune Zwerge
L rot 01300–02000 VW Hyi
T rot (Maximum in IR) 00600–01300 ε Indi Ba
Y infrarot (IR) 00200–00600 WISEP J041022.71+150248.5
Kohlenstoffklassen der roten Riesen (Kohlenstoffsterne)
R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff rot-orange 03500–05400 S Cam, RU Vir
N Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff.
Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse
praktisch keine Blauanteile mehr auf.		 rot-orange 02000–03500 T Cam, U Cas
S Zirkoniumdioxid rot 01900–03500 R Lep, Y CVn, U Hya

Die Spektralklassen mit ihren sieben Grundtypen (O, B, A, F, G, K, M) machen rund 99 % aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden.

Als Merksatz für diese Spektralklassen dienen die Sätze:

  • Hauptreihe (O B A F G K M):
„Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine Männchen“
„Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“
„Ohne Bier aus’m Fass gibt’s koa Maß“
  • Hauptreihe + Rote Riesen (O B A F G K M (R N S)):
„Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me (Right Now. Smack!)“
  • Hauptreihe + Braune Zwerge (O B A F G K M L T):
„Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss My Lips Tonight“
„Ohne Bier aus Flaschen geht kein Mensch lang trinken“

Es gibt eine Vielzahl weiterer Varianten entsprechender Merksätze.

Klassen außerhalb der Standard-Sequenzen

Folgende Klassen lassen sich nicht in die oben beschriebenen Sequenzen einordnen:

Q Novae
Pv Planetarische Nebel
W Wolf-Rayet-Sterne
WN Stickstofflinien
WC Kohlenstofflinien

Prä- und Suffixe

Die Unterteilung der Spektralklassen kann durch Suffixe und Präfixe weiter verfeinert werden.

Suffixe

Suffix Bedeutung
c besonders scharfe Linien (engl. crisp)
comp zusammengesetztes (engl. composite) Spektrum
d Zwergstern (Hauptreihe; engl. dwarf)
e, em Emissionslinien
g normaler Riese (engl. giant)
k interstellare Absorptionslinien
m starke Metalllinien
n, nn diffuse Linien (engl. nebulous)
p, pec Besonderheiten bei Linienintensität (engl. peculiar, „besonders“)
s scharfe Linien
sd Unterzwerg (engl. sub dwarf)
v, var variables Spektrum
w Weißer Zwerg

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe der Leuchtkraftklasse überflüssig, die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurde (MK-System).

Präfixe

Präfix Bedeutung
englisch (international) deutsch
d dwarf Zwerg
sd sub-dwarf Unterzwerg
g giant Riese

Literatur

  • James B. Kaler: Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence. Cambridge University Press 1997, ISBN 0-521-58570-8.
  • James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u. a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.

Weblinks

ml:നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രൽ വർഗ്ഗീകരണം ro:Clasificarea stelelor#Clasificarea după spectrul stelar tr:Yıldız sınıflandırma (astronomi)

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