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Spectraalklasse

Das Spektralklasse ist eine Klassifizierung von Sterne auf der Farbe und der Spektrum des emittierten Lichts.

Mit bloßem Auge sieht man schon, dass Sterne unterschiedliche Farben haben, manche sind bläulich, andere eher rot. Abhängig von Masse und Alter des Sterns (der Evolutionsstatus) ist der effektive Temperatur und daher ist das Spektrum anders. Bei den meisten Sternen besteht ein klarer Zusammenhang zwischen der Spektralklasse und der Helligkeit, die heißen und blauen Sterne geben das meiste Licht, die kühlen und roten Sterne am wenigsten. Diese Beziehung ist in der Hertzsprung-Russell-Diagramm und wird der Hauptfolge erwähnt. Neben der Hauptserie gibt es rote Riesen und weiße Zwerge.

Spektren von Sternen mit den Sternklassifizierungen O4V, O8.5V, B1V, B5V und B9.5V (von oben nach unten)

Außer der Strahlung von der Temperatur, wo Sterne als a schwarzer Kühler kann in Betracht gezogen werden, es gibt Absorptionslinien und manchmal Emissionslinien findet man in den Spektren der Elemente woraus der Stern besteht oder durch den das Licht des Sterns geht. Diese Linien wurden 1802 im Spektrum der entdeckt Sonne und wird sein Fraunhofer-Linien erwähnt.

Die Spektrentypen wurden Anfang des 20. Jahrhunderts von der Astronom Annie Kanone klassifiziert nach den Buchstaben des Alphabets, aber später von ihr an die Serie angepasst W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (zur Erinnerung an die GedächtnisstützeBeeindruckend! Oh, sei ein feines Mädchen/ein guter Kerl, küss mich jetzt, Süße!), wobei die W-Sterne die heißesten (und blauen) und die S-Sterne die kühlsten (und roten) sind.

Die R-, N-, S-Sterne sind Sonderfälle und werden später hinzugefügt, bei denen nicht die Temperatur, sondern die chemische Zusammensetzung des Sterns ausschlaggebend ist. R- und N-Sterne sind Kohlenstoffsterne und in S-Sterne sind starke Bindungen von Zirkoniummonoxid neben dem normalen Titanmonoxidbänder sichtbar, noch später kam ein Typ W hinzu (Wolf-Rayet-Sterne, heiße Sterne, die ihren Wasserstoff und Helium verloren haben) und Typen L, T und Y (Braune Zwerge).

Eine weitere Verfeinerung erfolgt durch Hinzufügen einer Zahl, zB K5 ist "halbe" K0 und M0.

Merkmale der verschiedenen Klassen

Klasse	Effektive Temperatur	Normale Farbbeschreibung	wahre Farbe	Masse	Radius	Helligkeit	Wasserstoffleitungen	Anteil an allen Hauptfolge Sterne
Ö	30.000 K	Blau	Blau	≥ 16 ich_☉	≥ 6,6 R_☉	≥ 30.000 l_☉	Schwach	~0,00003%
B	10.000–30.000 K	Blau Weiss	tiefblau weiß	2,1–16 ich_☉	1,8–6,6 R_☉	25–30.000 l_☉	Mittel	0,13%
ein	7.500–10.000 K	Weiß	Blau Weiss	1,4–2,1 ich_☉	1,4–1,8 R_☉	5–25 l_☉	stark	0,6%
f	6.000–7.500 K	Gelb weiss	Weiß	1,04–1,4 ich_☉	1,15–1,4 R_☉	1,5–5 l_☉	Mittel	3%
G	5.200–6.000 K	Gelb	Gelb	0,8–1,04 ich_☉	0,96–1,15 R_☉	0,6–1,5 l_☉	Schwach	7,6%
k	3.700–5.200 K	Orange	Orange	0,45–0,8 ich_☉	0,7–0,96 R_☉	0,08–0,6 l_☉	Sehr schwach	12,1%
ich	2.400–3.700 K	rot	rot	0,08–0,45 ich_☉	≤ 0,7 R_☉	≤ 0,08 l_☉	Sehr schwach	76,45%
l	1.300–2.400 K	Rotbraun	scharlachrot	0,005–0,08 ich_☉	0,08–0,15 R_☉	0,00005–0,001 l_☉	Extrem schwach
T	500–1.300 K	braun	Magenta	0,001–0,07 ich_☉	0,08–0,14 R_☉	0,000001–0,00005 l_☉	Extrem schwach
Ja	500K	dunkelbraun	schwarz	0,0005–0,02 ich_☉	0,08–0,14 R_☉	0,0000001–0,000001 l_☉	Extrem schwach

Weitere Unterteilungen

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Hauptfolge
("Zwerge")

absolut
groß-
tude
(M_V)

Neben dieser feineren Skala wird auch eine Anzeige verwendet, die die Helligkeit zeigt an (I oder c = Überriese, III oder g = Riese, V oder d = Hauptreihenstern, D = "entartet" = weißer Zwerg) oder angibt, ob Spektrallinien bestimmter Elemente stärker oder schwächer als das, was für diese Klasse normal ist. Ein hinzugefügtes "e" weist auf ungewöhnliche Emissionslinien hin, ein "p" weist auf ein Spektrum mit besonderen ("besonderen") Eigenschaften hin, wie z Ap- und Bp-Sterne.Die unterschiedlichen Leuchtkraftklassen sind an der Breite der Spektrallinien zu erkennen: Durch die Druckaufweitung wird die äquivalente Breite der Linien in Zwergsternen größer sind als die der gleichen Linien in Riesensternen.

Ein Überblick über die Helligkeitsklassen:

0Hyperriesen
ichÜberriesen
- Ia-0 (Hyperriesen oder sehr helle Überriesen), Beispiel: Eta Carinae
- Ia (helle Überriesen), Beispiel: Deneb (Spektrum ist A2Ia)
- Iab (mittlere Überriesen) Beispiel: beteigeuze (Spektrum ist M2Iab)
- ib (weniger helle Überriesen)
IIhelle Riesensterne
- IIa, Beispiel: β scuti (HD 173764) (Spektrum ist G4 IIa)
- IIab Beispiel: HR 8752 (Spektrum ist G0Iab:)
- IIb, Beispiel: HR 6902 (Spektrum ist G9 IIb)
III normal Riesensterne
- IIIa, Beispiel: ρ Persei (Spektrum ist M4 IIIa)
- IIIab Beispiel: δ Reticuli (Spektrum ist M2 IIIab)
- IIIb, Beispiel: Pollux (Spektrum ist K2 IIIb)
IVUnterriesen
- IVa, Beispiel: ε Fadenkreuz (Spektrum ist K1-2 IVa-III)
- IVb, Beispiel: HR 672 A (Spektrum ist G0,5 IVb)
VHauptreihensterne (Zwerge)
- Va, Beispiel: AD Leonis (Spektrum M4Vae)
- Ex, Beispiel: 85 Pegasi A (Spektrum G5 Vb)
VIUnterzwerge. Subdwarfs werden normalerweise mit sd oder esd (extreme subdwarf) für die Spektrumklasse bezeichnet
- sd, Beispiel: SSSPM J1930-4311 (Spektrum sdM7)
- esd, Beispiel: APMPM J0559-2903 (Spektrum esdM7)
VII (ungewöhnlich) weiße Zwerge. Weiße Zwerge werden mit wD oder WD bezeichnet.

Unsere Sonne hat zum Beispiel die Spektralklasse G2V Sirius (Alpha Canis Majoris) ist heißer und vom Typ A1V. Aldebaran (Alpha-Tauri) ist etwas cooler, a roter Riese vom Typ K5III. Die Stars der Hauptserien der K- und M-Klasse sind Gespenster rote Zwerge und so dunkel, dass sie mit bloßem Auge nicht zu sehen sind.

Asteroiden

Asteroiden werden auch nach dem Spektrum der reflektierten Sonnenlicht. Dieser erfasst nicht die Temperatur, sondern die globale Zusammensetzung des Asteroiden.

Siehe auch

Astronomische Spektroskopie

Siehe die Kategorie Spektraltypen von Wikimedia Commons für Mediendateien zu diesem Thema.

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