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Charakteristische Merkmale und Linien der Spektralklassen


Die Spektralklassen


Abbildung 1 : Beteigeuze M2, Aldebaran K5, Riegel B8 und Bellatrix B2 am 6. bzw. 14. Januar 2005, R200SS, Brennweite 800mm, Kodak E200

Spektralklasse O

Bei den Sternen der Spektralklasse O handelt es sich um sehr heiße Sterne, deren Oberflächentemperatur über 30.000 K liegt. Bei derartig hohen Temperaturen sind die Atome mehrfach ionisiert. Typisch sind unter anderem folgende Linien : C III : 4650 , N III : 4097, Si IV : 4089. Die römische Ziffer hinter dem Chemischen Element gibt den Grad der Ionisation an : z. B. handelt es sich bei N III um zweifach ionisierten Stickstoff. 
Das spektrale Maximum dieser Sterne liegt aufgrund der hohen Temperatur im UV Bereich. Weil das menschliche Auge gegenüber UV Licht unempfindlich ist, sehen wir diese Sterne mit blauer Farbe. Liegen diese Sterne innerhalb einer Wasserstoff Region, so regen sie den Wasserstoff über Rekombinationsprozesse zum Leuchten an und wir können diese Wasserstoffnebel (HII-Regionen) sehen. 

Spektralklasse B

Typisch für diesen Spektraltyp sind Absorptionslinien ionisierter Atome wie He II, Si IV und N III, doch sind in den hier aufgezeichneten Spektrem keine ausgeprägten Linien zu sehen. Die Breite der Absorptionslinien von O-Sternen ist generell geringer wie die anderer Spektralklasssen. Das Strahlungsmaximum liegt immer noch UV-Bereich.

Spektralklasse A

Die Oberflächentemperatur der Sterne liegt bei 9000 K. Sie erscheinen uns in weißer Farbe. Die Wasserstofflinien der Balmer Serie (siehe Exkurs : Allgemeines zum Wasserstoffatom) erreichen ihre stärkste Ausbildung bei A0. Mit dem Blaze-Gitter in Verbindung mit der Webcam läßt sich die Balmer Serie bis H zeta (Übergang von n=7 auf n=2) bei 3889 A leicht verfolgen (siehe Spektrum Vega). Bis heute sind 39 Wasserstofflinien der Balmer Serie bekannt [1].


Abbildung 2 : Spektrum der Vega mit den Wasserstofflinien


Spektralklasse F

Mit einer Temperatur von ca. 6000 - 7500 K handelt es sich um weiß-gelbe Sterne. Die Wasserstofflinien verlieren an Intensität. Es treten die ersten Metallinien auf. 

Spektralklasse G

Zu dieser Spektralklasse gehören z. B. unsere Sonne und auch Capella im Sternbild Fuhrmann. Die Oberflächentemperatur beträgt nur noch 5600 K. Das Strahlungsmaximum der G - Sterne liegt im grünen Wellenlängenbereich. Es ist daher nicht verwunderlich, daß sich das menschliche Auge im Laufe der Evolution diesen Bedingungen optimal angepaßt hat. Aus diesem Grunde nehmen wir das Licht mit einer Wellenlänge von 550 nm am intensivsten wahr. 

Spektralklasse K

Die Wasserstofflinien werden bei K0 schwächer, das Magnesium Triplett ist gut erkennbar. Die Natrium-D-Linie gewinnt an Stärke. Ein schönes Beispiel hierfür ist Pollux. Typisch für Sterne der Spektralklasse K (z. B. Aldebaran und Pollux) sind die Titanoxid-Banden. Ferner treten die Natrium Linie (5890 A,  5896 A) und das Magnesiumtriplett (5167 A, 5169 A, 5173 A) deutlich hervor. 

Spektralklasse M

In dieser Spektralklasse findet man die Riesen und Überriesen. Die Überriesen entstehen nur, wenn es sich um sehr massereiche Sterne handelt. Ist der Wasserstoffvorrat im Innern aufgebraucht und der entstandene Heliumkern zu groß geworden, kollabiert der Stern. Dadurch steigen Druck und Temperatur im Innern so gewaltig an, daß nun Helium zu Kohlenstoff verbrannt wird. Um den Heliumkern herum ist jedoch eine Schale, in der die Energie weiterhin durch Verbrennung des Wasserstoffs produziert wird. Durch den größeren Druck im Sterninnern bläht sich die äußere Hülle solange auf, bis ein neuer Gleichgewichtszustand erreicht ist. Der neue Gleichgewichtszustand ist jedoch bei vielen Sternen dieser Spektralklasse sehr instabil, der Durchmesser dieser Sterne ändert sich daher ständig. Mit dem Durchmesser verändert sich auch die Leuchtkraft. Es ist daher nicht verwunderlich, daß Beteigeuze zu den Veränderlichen gehört.
Durch die größere Entfernung der Hülle zum Kern verringert sich die Temperatur der Oberfläche. Die Oberflächentemperatur von Sternen des Spektraltyps M ist kleiner als 3500 K. Das Strahlungsmaximum liegt bereits im infrarotem Teil des Spektrums, dadurch erscheinen sie uns in rot-oranger Farbe. Charakteristisch für Sterne dieser Spektralklasse sind die Titanoxid-Banden.

[1] Bergmann Schäfer, Band 3 Optik, Walter de Gruyter Verlag  

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