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Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm

CL009 - Spektralklassen und das Hertzsprung-Russell Diagramm

Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm

In dieser Folge reden wir über die Klassifikation von Sternen anhand ihres Spektrums, sogenannte Spektralklassen, von Leuchtkraftklassen und dem phänomenalen Hertzsprung-Russell Diagramm.

Einleitung und Begrüßung

Die Semesterferien neigen sich dem Ende zu und die beiden freuen sich schon aufs kommende Semester, wo sie wieder neue Sachen über die Astronomie lernen können.

Das Thema dieser Folge ist das Hertzsprung-Russel Diagramm, aber die HörerInnen müssen sich bis zum Ende gedulden, denn vorab werden noch die Spektral- und Leuchtraftklassen von Sternen geklärt.

Spektralklassen

Sterne werden nach ihren Spektren klassifiziert in sogenannte Spektralklassen. Die Oberflächentemperatur und chemischen Zusammensetzung eines Sternes bestimmen sein Spektrum. Das Spektrum eines heißen Sternes weist ganz andere spektrale Merkmale auf als ein kühler Stern und so wurden sie in verschiedene Klassen eingeteilt. Je nachdem welches Merkmal sie in ihrem Spektrum haben, gehören Sie zu einer anderen Spektralklasse. Ein Spektrum ist ein Farbband, das man sich wie einen Regenbogen vorstellen kann. In dieser Folge betrachten wir nur das visuelle Spektrum, also jener Lichtanteil des elektromagnetischen Spektrums, das wir mit dem Auge auch sehen können. Durch ein Prisma kann das Licht, z.B. der Sonne, aufgespaltet werden und man sieht dann einen Regenbogen, man sieht also die einzelnen Farben separat aufgespaltet. Sieht man schwarze Linien in diesem Farbband, so sind das Absorptionslinien. Moleküle und Atome absorbieren bestimmte Energien des gesamten Energiespektrums eines Sternes, wodurch dann Lücken an bestimmten Stellen im Spektrum entstehen. Die Absorptionslinien sind an unterschiedlichen Stellen, je nachdem welche chemische Zusammensetzung und Temperatur der Stern hat.

Die Spektralklassifizierung von Sternen geht zurück ins Jahr 1813 auf Herrn Joseph von Fraunhofer. Er hat das Sonnenspektrum aufgenommen und im Spektrum dunkle Linien gesehen, konnte diese jedoch noch nicht so richtig zuordnen. Ein paar Jahrzehnte später (1859) haben dann Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff festgestellt, dass diese dunklen Linien im Spektrum Absorptionslinien von Elementen in der Sonne sind.

Morgan-Keenan System

Beobachtet man das Spektrum eines Sternes, so vergleicht man sein Spektrum immer zu sogenannten Standardspektren von Standardsternen. Dieses Standardsternspektrum repräsentiert die Merkmale der jeweiligen Spektralklasse sehr gut und sie wurden im Laufe der Zeit auch immer wieder erneuert und verbessert, da sich mit der Zeit auch die Instrumente und somit die Auflösung verbessert haben. Manche Standardsterne haben sich auch als nicht geeignet herausgestellt und wurden durch andere repräsentativere Sterne ersetzt. Das Morgan-Keenan System teilt die Spektren von Standardsternen in zehn verschiedene Klassen von O-Y. Das ursprüngliche war von O-M und wurde im Laufe der Zeit noch erweitert. Dabei unterscheidet man zwischen den frühen (O-A), mittleren (F,G) und späten (K-Y) Spektralklassen. Diese zehn Klassen werden dann noch unterteilt in Unterklassen von 0-9, also zum Beispiel O3 oder K7. Mittlerweile wurden sogar noch weitere Zwischenklassen eingefügt, nämlich 0.2, 0.5 und 0.7. Die Klassen werden vor allem durch Merkmale charakterisiert, die in der nachfolgenden Tabelle aufgelistet sind.

Klasse	Charakteristik	Farbe	Temperatur [K]	typ. Masse [M_Sonne]