Sterne

Die Spektralsequenz
Die ersten Klassifikationsversuche von Sternspektren erfolgten noch
anhand ihres visuellen Eindrucks am Fernrohr. Um 1866 entwickelte
der italienische Astronom Angelo Secchi (ein Bahnbereiter der
Sternspektroskopie) eine erste Klassifikation anhand weniger heller
Sterne.
Angelo Secchi
1818-1878
Erst mit der Verwendung der Fotografie konnte man die Spektren einer statistisch
relevanten größeren Zahl von Sternen mittels Objektivprismen untersuchen.
 das führte zur Notwendigkeit der Einführung einer kurzen und prägnanten
Klassifikation. Da damals (ab 1890) die Physik der Entstehung der Spektren
noch weitgehend unbekannt war, ging man pragmatisch an die Sache heran…
Edward Charles Pickering (1846-1919 ) und Anni Jump Cannon (1863-1941)
entwickelten die sogenannte Harvard-Klassifikation der Sternspektren
Klassifikationsmerkmal: Intensität der Balmer-Linien
Buchstabenfolge A bis M
Feineinteilung: 0 bis 9
A-Sterne hatten in dieser Sequenz die stärksten Balmerlinien, deren Auffälligkeit über
B bis zu M kontinuierlich abnahm.  für spezielle peculiare Spektren wurden noch
die zusätzlichen Bezeichner R – N – S eingeführt.
Später, als man erkannte, daß die natürliche Spektralsequenz einer Temperatursequenz
entspricht, wurden einige Buchstaben entfernt sowie mehrfach eine Umsortierung
vorgenommen.
Moderne Spektralklassifikation:
(O - B) - (A - F - G) - (K - M )
„frühe“
„mittlere“
[R - N - S ]
„späte“ Spektraltypen
50000 K …………………………… 2000 K
„Overseas Broadcast: A Flash! Godzilla Kills Mothra! (Rodan Named Successor-)“
Beispiele und Charakteristika der Spektralklassen
Problem: Diese Klassifikation reicht nicht aus, um Sterne eindeutig zu klassifizieren!
Ein Riesenstern mit großer abstrahlender Oberfläche kann die gleiche
effektive Temperatur besitzen wie ein Zwergstern mit kleiner Oberfläche
Ähnliche Spektren vom Spektraltyp A0, aber unterschiedlicher Leuchtktaftklassen
Die Leuchtkraft eines Sterns ist eine Funktion von dessen Radius und der effektiven
Temperatur und ist ein Maß für dessen Strahlungsleistung.
Vergleichswert: Leuchtkraft der Sonne = 1 𝐿⊙ = 3.845 ∙ 1026 W
Stern mit der größten Leuchtkraft: 1700000 𝐿⊙ „Pistolenstern“
Überriese
Riesenstern
Hauptreihenstern
Hertzsprung-Russell-Diagramm
der Hipparcos-Sterne
Mit Hilfe dieses Diagramms kann man
die Entfernung eines Sterns abschätzen:
1. Man bestimme den Spektraltyp
und die Leuchtkraftklasse
2. Man suche die Position im Diagramm
3. Man notiere die absolute Helligkeit
4. Man vergleiche mit der scheinbaren Helligkeit
5. Man berechne den Entfernungsmodul
Spektroskopische Parallaxe
Sternspektren sind sehr vielgestaltet, weshalb die Angabe eines Spektraltyps und
einer Leuchtkraftklasse nicht immer ausreicht. Deshalb hat man spezielle Suffixe
eingeführt, um einen Stern noch genauer zu charakterisieren.
Manchmal findet man in der Literatur auch noch folgende Suffixe, obwohl sie
genaugenommen überflüssig sind:
g=„giant“ d=„dwarf“ sd=„subdwarf“ w=„white dwarf“
Spektraltyp O und B:
OB - Assoziationen
Die hellen Sterne der Plejaden gehören alle dem Spektraltyp B an.
Eine Sternassoziation ist jene lockere Form
eines offenen Sternhaufens, in der die Sterne
am wenigsten gravitativ aneinander
gebunden sind, so daß sie sich im Laufe der
Zeit durch Kräfte innerhalb des Milchstraßen Systems zerstreuen.
Ihre 5 bis 100 jungen Sterne besitzen
aufgrund der gemeinsamen Entstehung in
einem HII-Gebiet physikalisch ähnliche
Eigenschaften. Sie sind im Allgemeinen nur
wenig gegen ein Zentrum verdichtet, so daß
sie sich meist kaum gegen den
Sternhintergrund abheben.
Der Begriff der Sternassoziation wurde von Viktor Ambarzumjan (1908 -1996) eingeführt.
• OB-Assoziationen (Großer Wagen, Perseus, Plejaden, Orion ... )
• T-Assoziation
(im Sternbild Taurus, um die Trapezsterne im Orionnebel … )
Spektraltyp A - die Wega (Alpha Lyrae)
Wega war früher der Referenzstern für die Sternphotometrie ((B-V) Farbenindex = 0.0 ; m(V) = 0 mag)
Spektraltyp:
A0: V
Entfernung:
25 Lj
Abs. Helligkeit: 0,6 mag
Masse:
2.2 Sonnenmassen
Leuchtkraft:
~37 Sonnenleuchtkräfte
Rotationsdauer: 12.5 Stunden (Sonne
Alter:
~500 Millionen Jahre
Spektren von A0 – Sternen unterschiedlicher Leuchtkraftklasse
Die Massen der A-Sterne liegen zwischen 2 und 4 Sonnenmassen (Hauptreihen- und Riesensterne) bzw. 12 bis 16
Sonnenmassen (Überriesen). Entsprechend stark variieren
auch die Leuchtkräfte.
Weitere Beispiele: Sirius A, Castor, Atair, Deneb (160000 𝐿⊙ ),
Mizar, Fomalhaut