Die Spektren der Sterne Einführung in die Astronomie Teil 4 - Das kleine 1x1 der Astrophysik

Objektivprismenaufnahme eines Sternfeldes. Bei einigen Sternen erkennt man die Spektrallinien.

4.5 Die Spektren der Sterne

Vielmehr Informationen, als das integrale Licht eines Sterns liefern kann, erhält man, wenn man das Sternenlicht spektral zerlegt. Dazu bieten sich zwei Möglichkeiten an: 1.) man setzt vor das Objektiv des Teleskops ein Prisma (Objektivprismen-Methode). Vorteil: man kann ganze Sternfelder auf einem Schlag spektroskopieren (siehe Abb oben). Nachteil: die spektrale Auflösung (Dispersion) ist recht gering und sehr oft überlappen sich die Spektren. 2.) Man bringt an Stelle des Okulars einen sog. Spektrografen an, der das Sternenlicht in seine Spektralfarben zerlegt. Vorteil: man erhält Spektren hoher Dispersion. Nachteil: die so erzeugten Spektren sind sehr lichtschwach. Außerdem kann man so nur einen Stern auf mal spektroskopieren.

Was hat man nun gefunden? Die Spektren der Sterne bestehen meistens - genau wie das Sonnenspektrum auch - aus einem kontinuierlichen Untergrund mit überlagerten dunklen Absorptionslinien oder -banden. Manchmal kommen auch Emissionslinien vor. Obwohl Spektren genau so viele Unterschiede zeigen wie Fingerabdrücke von Menschen, konnten Kriterien zur Klassifizierung gefunden werden. Man hat sehr schnell festgestellt, daß sich die meisten Sterne in ein eindimensionales Schema von Spektraltypen einordnen lassen. Diese wurden zuerst mit A, B, C usw. durchnummeriert. Nach einigen Umstellungen blieb schließlich die Reihenfolge O, B, A, F, G, K, M übrig. die Reihenfolge kann man sich übrigens mit folgender Eselsbrücke merken: Oh, Be A Fine Girl/Guy Kiss Me. Zur genaueren Klassifizierung der Sterne wurde später noch eine Unterteilung der Spektralklassen von 0 bis 9 eingeführt.

Abb.1: Spektren von Vertretern der Spektralkeassen O4 bis M4

Spektral- typ	Standard- Stern	Temperatur	Beschreibung
O5	Zeta Pup	44000 K	Absorptionslinien (manchmal auch Emissionslinien) mehrfach ionisierter Atome, besonders des einfach ionisierten Heliums. Balmer-linien des Wasserstoffs schwach. Wenig Frauenhoferlinien.
B0	Tau Sco	30000 K	Linien des neutralen Heliums stark, He⁺ verschwindend, Balmer-Serie mäßig stark.
A0	Wega	9000 K	Balmer-Serie in maximaler Stärke. Linien von Fe⁺ und Ca⁺ treten auf, Intensitäten dieser Linien durch die Spektralklasse A hindurch zunehmend.
F0	Gamma Vir	7200 K	Balmer-Serie wird schwächer aber immer noch dominierend. H und K Linien des Ca⁺ zunehmend. Linien neutraler Metalle treten auf, besonders von Fe. Starke Veränderung des Gesamtanblicks der Spektren gegenüber den Klassen O, B, A wegen Zunahme der Zahl der Linien.
G0	Capella	6000 K	Ca⁺ stark. Balmer-Serie weiter abnehmend, aber noch mäßig stark. Viele Linien von neutralen Metallen. Linien von CN und CH treten auf. Ähnelt dem Sonnenspektrum.
K0	Arcturus	5000 K	Ca⁺ in maximaler Stärke Linien von neutralen Metallen und Molekülen sehr stark. Strukturreichtum der Spektren nimmt durch die Spektralklasse hindurch rasch zu.
M0	Beta And	3500 K	Bandenspektrum des TiO vorherrschend. Starke Linien neutraler Elemente, besonders Ca. Balmer-Linien sind sehr schwach.

Was steckt nun hinter dem Auftauchen/Verschwinden von Spektrallinen? Die Stärke einer bestimmten Spektrallinen hängt von der Temperatur ab. Z.B.: Ist Helium ein Gas, das sich nur sehr schwer (d.h bei sehr hohen) Temperaturen ionisieren läßt. Dementsprechend treten Linien des ionoisierten Heliums nur bei heißen Sternen auf (Spektraltyp O) und verschwinden bei kühleren Sternen wieder. In den Spektren von K und M-Sternen treten hingengen Linien von Molekülen (z.B. TiO) auf. Daher müssen die Atmosphären dieser Sterne relativ kühl sein, da sonst diese Moleküle sofort wieder zerstört würden. Die Temperatur der Sterne nimmt also durch die Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M hindurch ab.

Die Leuchtkraftklassen

Die absoluten Helligkeiten eines Sternes gleichen Spektraltyps unterscheiden sich um mehrere Zehnerpotenzen. Das hängt mit der Größe der Oberfläche eines Sterns zusammen. Man redet z.B. von Riesen- und von Zwergsternen. Alle Sterne erscheinen im Teleskop aber punktförmig - egal ob wir es z.B. mit einem roten Riesen oder mit einen rotem Zwerg zu tun haben. Daher stellt sich die Frage, wie man nun an Hand seines Spektrums einen Riesen von einem Zwergstern unterscheiden kann. Riesensterne sind um ein vielfaches größer als Hauptreihensterne gleichen Spektraltyps, haben aber fast die gleiche Masse wie diese. Daher unterscheiden sie sich auch in ihrem Gasdruck an der Oberfläche. Ein zunehmender Gasdruck führt zu einer Verbreiterung der Spektrallinien (Druckverbreiterung). Darum sind z.B. die Wasserstofflinen bei Riesensternen schärfer als bei Hauptreihensternen. Außerdem führt der geringe Gasdruck in den Atmosphären von Riesensternen zum verstärkten Auftreten von Linien ionisierter Atome. Die Schärfe der Spektrallinen und die Stärke der Linien von leicht ionisierbaren Elementen sind also ein Kriterium dafür, ob wir es mit einem Hauptreihen- bzw. Zwergstern oder einen Riesen zu tun haben. Um erkennen zu können, ob wir es z.B. bei einem M-Stern mit einem Zwerg oder einen Riesen zu tun haben, wurden die sog. Leuchtkraftklassen eingeführt. Sie werden durch römische Ziffern gekennzeichnet. Man unterscheidet folgende Leuchtkraftklassen:

Leuchtkraftklassen
Ia, Ib	Helle Überriesen
II	Überriesen
III	Riesen
IV	Unterriesen
V	Hauptreihen- oder Zwergsterne
VI	Unterzwerge
VII	Weiße Zwerge

Zur Klassifikation eines Sterns gehört also die Angabe von Spektraltyp und Leuchtkraftklassen. So wird unsere Sonne z.B. als ein G2V-Stern klassifiziert.

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm

Trägt man die absolute Helligkeit der Sterne gegen den Spektraltyp auf, so erhält man folgendes Diagramm:

Abb.2: Das Hertzsprung-Russel-Diagramm. Dieses Diagramm wurde zu Beginn des Jahrhunderts von den Astronomen Hertzsprung und Russel gezeichnet, um etwas über die Verteilung von Temperatur (Spektraltyp) und Leuchtkraft der Sterne zu erfahren. Die Hoffnung war, auf diese Weise etwas über den Sternaufbau lernen zu können - eine Hoffnung, die sich voll erfüllt hat.

Man erkennt, daß die meisten Sterne auf einer Diagonalen liegen, die von links oben nach rechts unten verläuft. Das ist die sog. "Hauptreihe". Die Sterne auf dieser Linie nennt man "Hautreihen"- oder "Zwergsterne". Sterne, die auf dieser Linie liegen, haben die Leuchtkraftklasse V. Auch unsere Sonne gehört zu den Hauptreihensternen.
Ab der Spektralklasse A beginnt ein Ast von der Hauptreihe nach rechts oben hin abzuzweigen. Das ist der sog. "Riesenast.". Die Sterne in diesem Gebiet des HR-Diagramms nennt man "Riesensterne" (Leuchtkraftklassen Ia, Ib, II und III). Man nennt sie so, weil sie im Vergleich zu Hautreihensternen gleichen Spektraltyps riesige Leuchtkräfte haben. Die großen Leuchtkräfte der Riesensterne sind auf ihre große Oberfläche, bzw. ihren großen Durchmesser zurückzuführen.
Zwischen dem Riesenast und der Hauptreihe klafft beim Spektraltyp A und bei den absoluten Helligkeiten, die größer als 0M eine Lücke. Diesen Bereich nennt man die "Hertzsprung-Lücke". Sterne, die sich in diesem Gebiet aufhalten, sind nicht stabil und entwickeln sich schnell aus diesem Gebiet weg. Doch davon an anderer Stelle mehr.
In der linken unteren Ecke des HR-Diagramms liegen Sterne mit hoher Temperatur aber relativ kleinen Leuchtkräften - die sog. "Weißen Zwerge" (Leuchtkraftklasse VII).

Da es einen physikalischen Zusammenhang zwischen Spektraltyp, Oberflächentemperatur und Farbe eines Sterns gibt, kann man auch die Helligkeit gegen die Farbe eines Sterns auftragen. Das hat den Vorteil, daß sich die Farbe wesentlich leichter bestimmen läßt als ein Spektrum. Alles was man braucht sind zwei Aufnahmen des Sterns, die mit verschiedenen Farbfiltern (z.B. blau und gelb) gemacht wurden. Die Differenz der Helligkeiten im Blauen und im Visuellen ist ein Maß für die Farbe des Sterns. Diagramme, die man auf diese Weise erhält, nennt man Farben-Helligkeits-Diagramm. Sie sind für die Untersuchung der Entwicklung von Sternhaufen von großer Bedeutung. Aus dem Abknickpunkt des Riesenastes, von der Hauptreihe, können die Theoretiker das Alter des Sternhaufens berechnen. Ein Sternhaufen ist umso älter, je weiter rechts unten der Abknickpunkt liegt.

Abb.3: Farben-Helligkeits-Diagramm für einige offene Sternhaufen. Man beachte, daß der Riesenast bei verschiedenen Haufen an verschiedenen Stellen von der Hauptreihe abzweigt.

Zusammenfassung:

Das haben wir soeben gelernt:

Je nach dem, welche Linien im Spektrum vorkommen, unterteilt man die Sterne in die Klassen O, B, A, F, G, K und M.
Das Auftreten/Verschwinden der Spektrallinien hängt von der Temperatur des Sterns ab.
Um Sterne mit gleichem Spektraltyp aber unterschiedlicher absoluter Helligkeit unterscheiden zu können, wurden die Leuchtkraftklassen eingeführt.

Beim Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) trägt man die absolute Helligkeit der Sterne gegen den Spektraltyp auf. Man unterscheidet folgende Bereiche: Diagonale = Hauptreihe; rechtes, oberes Viertel = Riesenast; linke, untere Ecke = weiße Zwerge. Das HRD ist ein wichtiges Werkzeug für die Untersuchung von Sternhaufen.

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