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Spektralklassifikation

Astronomie und Astrophysik, Klassifikation von Sternspektren. Nach der Begründung der Spektralanalyse durch J. Fraunhofer, G. Kirchhoff und R. Bunsen zu Beginn und in der Mitte des letzten Jahrhunderts stellte man bald fest, dass sich Sternspektren in einer eindimensionalen Sequenz anordnen lassen, die als Harvard-Sequenz der Sternspektren bekannt ist. Zu den Kriterien, nach denen diese Klassifikation durchgeführt wird, gehört die Balmer-Serie (Balmer-Formel) des Wasserstoffs, das Heliumspektrum und die Fraunhoferschen Linien, deren Stärke entlang der Sequenz variiert. Es zeigte sich, dass die Sterne auf diese Weise nach ihrer Effektivtemperatur angeordnet sind, wobei O-Sterne die höchsten Temperaturen, M-Sterne dagegen die geringsten Temperaturen aufweisen. Ursprünglich ordnete man die Sterngruppen rein alphabetisch an. Die Sequenz wurde jedoch mehrfach umgestellt, so dass die heutige Abfolge O-B-A-F-G-K-M entstand, die zudem mehrere Seitenzweige besitzt, in denen sich Besonderheiten kühler Sterne widerspiegeln. Durch diese Buchstaben werden die verschiedenen Spektraltypen bzw. Spektralklassen gekennzeichnet.

Unter Berücksichtigung der Intensität der Balmer-Linien sowie der Spektrallinien weiterer Elemente wird jede Stufe der Sequenz in zehn weitere Gruppen unterteilt, die mit den Ziffern 0 bis 9 gekennzeichnet werden. Die Kombination aus Buchstabe und Ziffer wird ebenfalls Spektraltyp genannt. Bei gleichem Spektraltyp, also gleicher chemischer Zusammensetzung und Temperatur, unterscheiden sich die Sterne allerdings noch durch weitere physikalische Parameter wie Masse und Sternradius. Besonders der Radius und damit die Oberfläche bestimmt, wieviel Energie pro Einheitsfläche vom Stern abgestrahlt wird und legt damit die Leuchtkraft des Sterns fest. Sterne unterschiedlicher Leuchtkraft, zum Beispiel Riesensterne und Hauptreihensterne, weisen jedoch bei ansonsten gleichem Spektraltyp charakteristische Unterschiede in ihren Spektren auf. Aus ihnen wird die Leuchtkraftklasse bestimmt, die ein weiteres Kriterium zur Einteilung der Sterne ist. Die Sonne besitzt beispielsweise Spektraltyp und Leuchtkraftklasse G2V.

Aus der Harvard-Sequenz und der Leuchtkraftklasse wurde 1943 von W.W. Morgan, P.C. Keenan und E. Kellmann die MK-Klassifikation entwickelt. Mit Hilfe von Standardsternen, die in Sternkatalogen zusammengefasst sind, lassen sich etwa 90 % aller Sterne durch Angabe von Spektraltyp und Leuchtkraftklasse klassifizieren. Die übrigen Sternspektren weisen Besonderheiten auf, z.B. besonders diffuse Spektrallinien, Emissionslinien, Variabilitäten in der Linienstärke, oder bestehen aus den zusammengesetzten Spektren nicht getrennter Doppelsterne (sog. spektroskopische Doppelsterne). Sie werden durch das Anfügen kleiner Buchstaben an den Spektraltyp gekennzeichnet.

 

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