Spektralklassifikation - lehrer.uni

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Spektralklassifikation von Sternen
Um die unterschiedlichen Sterne in Klassen (Typen) zu ordnen, bietet sich ein
Merkmal besonders an: das jeweilige Sternspektrum. Man versucht die
Sternspektren auszuwerten, indem man die Spektren verschiedener Sterne
vergleicht und systematische Ordnungsprinzipien anwendet.
Die Einordnung stellarer Spektren in Spektraltypen wurde 1899 durch Pickering und
Cannon begonnen (Harvard-Sequenz) und bildet mit einigen Modifikationen das
heute angewandte Schema. Grundlage des Schemas bilden die Stärken der
Absorptionslinien.
O
B
„frühe Typen“
A
F
G
„mittlere Typen“
K
M
L
T
„späte Typen“
Merkspruch für die Reihenfolge der Spektraltypen:
Oh Be A Fine Girl Kiss My Lips Tenderly
Im späten 19. Jahrhundert ging man davon aus, dass die Spektralklassen auch das
Altern von Sternen angeben. Deshalb auch die Einteilung in frühe, mittlere und späte
Typen. Obwohl man heute weiß, dass Spektralklasse und Alter eines Sterns nicht
zusammenhängen, blieben die Bezeichnungen bis heute erhalten.
Die eindimensionale Einteilung in neun Spektralklassen ist jedoch noch viel zu grob,
um eine zuverlässige Gruppierung zu erhalten. Deshalb wird jede Klasse nochmals
in Subtypen unterteilt, die durch angehängte Ziffern von 0 bis 9 angezeigt werden.
Hauptunterschiede in den Spektren:
•
Beim Übergang von frühen zu späten Typen (O G T) verschiebt sich das
Maximum der spektralen Energieverteilung immer mehr von kleinen zu
größeren Wellenlängen.
•
Aufgrund des Wienschen Verschiebungsgesetzes lässt sich deshalb
festhalten, dass die sich die verschiedenen Spektralklassen primär durch die
Effektivtemperatur unterscheiden.
•
Die Sternfarbe ändert sich entsprechend von bläulich-weiß über gelb zu rot.
•
Beim Übergang von O nach A erfolgt zudem eine enorme Zunahme der Zahl
der Absorptionslinien (siehe Abbildung unten).
•
Die Ausprägung von Wasserstoff– und Heliumlinien nimmt ausgehend von
Spektralklasse O zu den folgenden Spektralklassen ab.
•
Spätere Typen zeigen dafür mehr Absorptionslinien von Metallen, die bei den
frühen Typen fehlen.
Auszug aus dem Skript ASTROPHYSIK, zum internen Gebrauch am St. Paulusheim
Spektralklassifikation von Sternen
Kleine Übersicht über die Spektralklassen:
Klasse
Charakteristik
Farbe
Temperatur
in K
Masse
in MO
Beispielsterne
O
Ionisiertes Helium (He II)
blau
30000–50000
60
Mintaka (δ Ori)
B
Neutrales Helium (He I),
Balmer-Serie Wasserstoff
blau-weiß
10000–28000
18
Rigel,
Spica
A
Wasserstoff,
Calcium (Ca II)
Weiß (leicht
bläulich)
7500–9750
3,2
Wega,
Sirius
F
Calcium (Ca II),
Auftreten von Metallen
weiß-gelb
6000–7350
1,7
Prokyon,
Canopus
G
Calcium (Ca II),
Eisen und andere Metalle
gelb
5000–5900
1,1
Capella,
Sonne
K
Starke Metalllinien,
später Titan(IV)-oxid
orange
3500–4850
0,8
Arctur,
Aldebaran
M
Titanoxid
rot-orange
2000–3350
0,3
Beteigeuze,
Antares
L
mattrot
1300–2000
VW Hyi
T
mattrot (Max.
im Infrarot)
800–1300
ε Ind Ba
Die Unterschiede in der Anwesenheit und Ausprägung einzelner Absorptionslinien
bei unterschiedlichen Spektraltypen werden besonders deutlich, wenn Spektren
typischer Vertreter direkt übereinander angeordnet werden:
http://www.noao.edu/image_gallery/images/d2/starsla.jpg
(NOAO/AURA/NSF)
Auszug aus dem Skript ASTROPHYSIK, zum internen Gebrauch am St. Paulusheim
Spektralklassifikation von Sternen
Auch wenn die Spektren von Sternen desselben Spektraltyps sehr große Ähnlichkeit
haben, lassen sich in ihnen noch markante Unterschiede finden:
-
Breite und Stärke der Absorptionslinien
-
An- und Abwesenheit bestimmter Absorptionslinien
-
Schärfe der Absorptionslinien
Generell gilt, dass bei heißeren und leuchtkräftigeren Sternen die Linien schmaler
und schärfer sind als bei kälteren Sternen geringerer Leuchtkraft. Deshalb wurde von
William W. Morgan und Philip. C. Keenan ein weiteres Klassifikationsmerkmal neben
dem Spektraltyp eingeführt, die sogenannte Leuchtkraftklasse, die durch eine
römische Ziffer gekennzeichnet wird.
In diesem MK-System sind die Sterne in folgende Leuchtkraftklassen eingeteilt:
I
Überriesen
(feinere Unterteilung nach abnehmender Leuchtkraft: Ia, Iab, Ib)
II
Helle Riesen
III
Riesen
IV
Unterriesen
V
Zwerge (Hauptreihensterne)
VI
Unterzwerge
VII
Weiße Zwerge
Beispiele:
•
Sonne
G2 V
•
Sirius
A2 V
•
Deneb
A2 Ia
•
Beteigeuze M2 Iab
Spektralklasse und Leuchtkraftklasse bilden damit eine zweidimensionale
Klassifizierung von Sternspektren mit einer sehr engen Verbindung der
physikalischen Eigenschaften Temperatur und Leuchtkraft der Sterne.
Im Gegensatz zur Spektralklasse gibt die Leuchtkraftklasse eher den
Entwicklungszustand eines Sterns an, da jeder Stern im Verlauf seines Lebens
verschiedene Leuchtkraftklassen durchläuft.
Auszug aus dem Skript ASTROPHYSIK, zum internen Gebrauch am St. Paulusheim
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