Sternspektren
Schon Isaac Newton (1642-1727) hat sich 1666 mit dem Sonnenspektrum beschäftigt, aber erst im 19. Jh. wurde vor allem durch Joseph von Fraunhofer (1787-1826) ein wirklicher Fortschritt erzielt, als dieser die meist nach ihm benannten dunklen Linien des Sonnenspektrums genau aufzeichnete und vermass.
Gustav Kirchhoff (1824-87) und Robert Bunsen (1811-99) vermochten 1859 diese Linien richtig zu deuten. Viel schwieriger war dagegen die Entwicklung der Sternspektroskopie. Wegen der geringen Lichtintensität mussten die Spektralapparate an starke Fernrohre angesetzt werden, wobei ihr Gewicht schwierig zu beherrschen war.
Pionierarbeiten, großenteils durch Angelo Secchi (1818-78) in Italien und William Huggins (1824-1910) in England, führten zu der Erkenntnis, dass man die Sterne in verschiedene, recht gut definierte Spektralklassen einteilen kann. Das jetzt allgemein gebräuchliche System wurde unter Edward Pickering (1846-1919) an der Harvard-Sternwarte aufgestellt. Die sechs wichtigsten Spektralklassen sind nach der Reihenfolge abnehmender Oberflächentemperatur mit den Buchstaben B, A, F, G, K und M bezeichnet. Hinzu kommen noch fünf seltenere Typen W, O, R, N und S mit abweichenden Merkmalen. Ursprünglich waren die Buchstaben alphabetisch geordnet, aber C und D erwiesen sich als überflüssig, und spätere Umordnungen taten ein übriges.
Den Spektraltypen entsprechen gewisse Farben: O, B und A sind bläulich-weiß bis weiß, F und G gelb, K orange, der Rest orangerot. Unterteilungen werden durch Zahlen angegeben: G 0 ist der heißeste G-Stern, G 5 liegt in der Mitte, G 9 ist nur wenig heißer als K 0. Die Sonne ist vom Typ G 2. Man pflegt die Sterne am Anfang der Folge als »früh« und die am Ende (K, M, R, N, S) als »spät« zu bezeichnen, obwohl längst klar ist, dass die Sequenz keine streng zeitliche Entwicklung ausdrückt.
Das Hertzsprung Russell-Diagramm
Der Däne Ejnar Hertzsprung (1873-1967) trug 1908 in einem Diagramm die Sterne nach ihren Helligkeiten und Spektraltypen auf. Henry Russell (1877-1957) machte in den USA etwas Ähnliches, und so spricht man heute vom Hertzsprung-Russell- (H-R-) Diagramm der Sterne, das sich als außerordentlich aufschlussreich erwiesen hat. Schon ein flüchtiger Blick darauf zeigt, dass die Sterne keineswegs willkürlich verteilt sind, obwohl das H-R-Diagramm, wie wir inzwischen wissen, keine strenge Entwicklung wiedergibt. Die meisten Sterne liegen in einer gut ausgeprägten Zone, die von links oben nach rechts unten verläuft. Man nennt sie die Hauptreihe. Die Sonne ist ein typischer Hauptreihenstern.
Deutlich ist auch, dass bei den roten und orangefarbenen, etwas weniger ausgeprägt auch bei den gelben Sternen - also von G bis zum Ende der Sequenz -, eine klare Trennung zwischen Riesen und Zwergen besteht. Man denke z. B. an die beiden M-Sterne Beteigeuze im Orion und den uns nächsten Stern Proxima Centauri: Beide haben nur etwa gleiche Oberflächentemperaturen. Aber der Durchmesser von Beteigeuze beträgt 420 bis 560 Millionen km, er ist veränderlich und würde genügen, um die ganze Erdbahn aufzunehmen, seine Leuchtkraft übertrifft 10 000 Sonnen. Dagegen hat Proxima Centauri noch nicht einmal eine Million km Durchmesser und nur 1/12 500 der Leuchtkraft der Sonne. Es gibt keine M-Sterne, die ungefähr die gleiche Helligkeit hätten wie die Sonne. Das Diagramm hat an der betreffenden Stelle eine Lücke. Je »früher« der Spektraltyp, desto weniger ausgeprägt ist das Auseinanderklaffen von Riesen und Zwergen. Ab F ist eine Unterscheidung sehr schwierig. Die Weißen Zwerge, die unten links im H-R-Diagramm ihren Platz haben, fallen in eine föllig andere Kategorie.
Die selteneren Spektraltypen
Die allermeisten Sterne liegen in der Harvard-Sequenz von B bis M. W-Sterne haben sehr hohe Oberflächentemperaturen von der Größenordnung 80 000° C und in ihren Spektren helle Emissionslinien, die in der Gashülle ihrer Atmosphäre entstehen. Selten sind die Wolf-Rayet oder Wolf-Sterne. Wir kennen davon etwa 150 in unserem Milchstraßensystem und weitere 50 in der Großen Magellanschen Wolke. Etwas geringere Oberflächentemperaturen besitzen die O-Sterne mit rund 35 000° C und sowohl hellen als auch dunklen Spektrallinien. So ist z. B. ζ Orionis, auch Alnitak genannt, im Gürtel des Orions ein O 9-Stern.
Am anderen Ende der Sequenz befinden sich Sterne der Typen R, N, und S. Sie sind alle weit entfernt und erscheinen daher schwach, fast alle sind veränderlich. Man nennt sie auch Kohlenstoffsterne, weil in ihren Spektren Banden von Zyan, Kohlenmonoxid und Kohlenstoff vorkommen anstelle von Titanoxidbanden bei M-Sternen. Die Sterne vom Typ S sind besonders rot und zeigen Banden des Zirkonoxids. Besonderheiten im Spektrum einzelner Sterne kennzeichnet man mit kleinen Zusatzbuchstaben, die aus dem Englischen entlehnt sind (p = peculiar usw.). So bedeutet d (dwarf) Zwerg, g (giant) Riese, e (emmission) das Vorkommen heller Emissionslinien und p (peculiar) ungewöhnliche Züge im Spektrum. Außerdem gibt es 5 Leuchtklassen I bis V.
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt die Sterne nach ihrer absoluten Helligkeit (die der Sonne = 1 gesetzt) und ihrem Spektraltyp. Für letzteren kann auch die Oberflächentemperatur herangezogen werden [obere bzw. untere horizontale Skala]. Die Hauptreihe umfasst die sehr heißen O-Sterne [1, oben links], die G-Sterne wie die Sonne [2] und die Roten Zwerge [7] geringer Leuchtkraft. Oben rechts, von der Hauptreihe getrennt, die Roten Überriesen [3] und der Riesenast [4], in [5] die Cepheiden-Veränderlichen und in [6] die RR Lyrae-Veränderlichen. Die Veränderlichen sind mit den Mittelwerten ihrer Leuchtkraft eingetragen. Unten [8] ist der Platz der Weißen Zwerge. Das Diagramm gibt nur eine Momentaufnahme. Im Lauf ihrer Entwicklung bewegen sich die Sterne darin auf recht komplizierte Art, aber mit sehr unterschiedlichen Verweilzeiten. Die Hauptreihe stellt keine glatte Altersfolge dar.
Harvard-Klassifikation
Die 6 wichtigsten Spektralklassen der Harvard-Klassifikation B. A. F. G. K und M, zusammen mit dem Farbsymbol, das sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm [6] kennzeichnet. Beispiele für die einzelnen Typen sind: Rigel [B] mit vorherrschenden Heliumlinien und 25 000° C Oberflächentemperatur; Sirius [A] mit starken Wasserstofflinien und 10 000° C Oberflächentemperatur, der Polarstern [F] mit Calciumlinien und 7500° C Oberflächentemperatur. Bei G-Sternen, zu denen die Sonne gehört, macht sich schon die Trennung zwischen Zwergen mit 6400° C und Riesen mit 5700° C Oberflächentemperatur bemerkbar. Bei K-Stemen wie Arcturus haben die Riesen 4100° C und die Zwerge 6400° C Oberflächentemperatur. Ein M-Stern ist Beteigeuze, Riesen haben hier 3100° C und Zwerge 3500° C Oberflächentemperatur. Es gibt in dieser Klasse viele veränderliche und in der Entwicklung weit fortgeschrittene Sterne. An sich sind die Riesen viel seltener, man sieht sie aber auch aus großer Entfernung.
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