Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums.

Dabei beruht das System auf der Entdeckung von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813, der im Sonnenspektrum dunkle Absorptionslinien fand. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit Emissionslinien sind, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden.

Der Schluss lag nahe, dass diese Elemente in der Sonne vorhanden sein mussten. Die Spektralanalyse war begründet. Neben der Analyse von Materialien auf der Erde ließen sich so auch die Sternspektren analysieren.

Prinzip Der Klassifizierung eines Sterns in eine Spektralklasse des MK-Systems (nach W. Morgan und P. Keenan) liegt ein visueller Vergleich seines Spektrums mit den Spektren von Standardsternen zu Grunde. Um instrumentelle Effekte – wie zum Beispiel ein höheres spektrales Auflösungsvermögen – auf die Klassifikation auszuschließen, wird eine Standardinstrumentation angegeben. Mit Rücksicht auf die fortgeschrittene Entwicklung astronomischer Instrumente wurde die Klassifikationsauflösung inzwischen mehrfach erhöht. Auch erfuhr das ursprüngliche MK-System dahingehend Veränderungen, dass neue Standardsterne mit einbezogen und andere, als wenig geeignet erkannt, aus dem System entfernt wurden. Wegen der damals verwendeten photographischen Emulsionen reicht der spektrale Bereich, auf den sich die MK-Klassifikation bezieht, von etwa 390 nm bis etwa 500 nm.

Die MK-Klassifikation beinhaltet ausdrücklich keine Klassifikation nach sekundär bestimmten physikalischen Größen, sondern macht sich die Fähigkeit des menschlichen Gehirns zur Mustererkennung zunutze. In neuerer Zeit wurden auch künstliche neuronale Netze mit einigem Erfolg auf die MK-Klassifikation trainiert. Dadurch wird gewährleistet, dass die Klassifikation konsistent bleibt, auch wenn sich die Erkenntnisse zur stellaren Physik ändern.

Vergleichsbeispiele ohne|mini|hochkant=3|Spektren früher Hauptreihensterne mit markierten Klassifikationsmerkmalen der He II (stark in O-Sternen), He I (stark in frühen B-Sternen), und Balmerlinien (stark in späten B-/frühen A-Sternen) ohne|mini|hochkant=3|Leuchtkraftsequenz früher B-Typ Sterne – die Breite der Balmerlinien nimmt stark ab, bis Hβ bei B1a+ sogar in Emission ist, während die Klassifikationsmerkmale für die Temperatur, hier das He I/Mg II-Verhältnis, sich kaum ändern

Einteilung mini|hochkant=2.2|Vergleich der Spektralklassen O–M für Hauptreihensterne

Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als frühe Spektralklassen, die Spektralklassen F bis G als mittlere Spektralklassen und die übrigen Spektralklassen als späte Spektralklassen zu bezeichnen. Die Bezeichnungen „früh“, „mittel“ und „spät“ entstammen der inzwischen überholten Annahme, Sterne würden nach ihrer Entstehung immer kälter: Heiße, bläuliche Sterne seien also z. B. besonders jung und kalte, rötliche Sterne besonders alt. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch, und ein Stern gilt als „früher“ oder „später“, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.

Es bestehen folgende sieben Grundklassen sowie drei Klassen für Braune Zwerge und drei Unterklassen für durch die Nukleosynthese verursachten chemischen Besonderheiten roter Riesensterne.

Für genauere Klassifikation können Spektralklassen in Unterklassen 0 bis 9 eingeteilt werden. Es gibt heute mehrere Systeme der Spektralklassifikation, die sich dieser Schreibweise des Spektraltyps bedienen und ihre Klassen diesem System angleichen. Im ursprünglichen Harvard-System und dessen Erweiterung, dem MK-System, das zusätzlich die Leuchtkraftklassen definiert, wurden nicht alle diese Subtypen auch benutzt. Auf B3-Sterne folgten beispielsweise unmittelbar B5-Sterne, die Klasse B4 wurde übersprungen. Mit zunehmend besseren Instrumenten konnte im Laufe der Zeit feiner unterschieden werden, so dass Zwischenklassen definiert wurden, zum Beispiel gibt es zwischen B0 und B1 mittlerweile sogar drei zusätzliche Klassen, die B0.2, B0.5, und B0.7 genannt werden.

Es gab verschiedene Vorläufer der heutigen Spektralklassen, siehe dazu: Klassifizierung der Sterne#Geschichte (frühere Klassifikationen)

Klasse Charakteristik Farbe Oberflächen-temperatur (K) typ. Massefür Haupt­reihe (M☉) – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75. Beispiele Hauptreihe und Riesenast O ionisiertes Helium (He II) blau 30000–50000 >18 Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup) B neutrales Helium (He I), Balmer-Serie Wasserstoff blau-weiß 10000–30000 5 Rigel, Spica, Achernar A Wasserstoff, Calcium (Ca II) weiß (leicht bläulich) 7500–10000 1,9 Wega, Sirius, Altair F Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen weiß-gelb 6000–7500 1,4 Prokyon, Canopus, Polarstern G Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle gelb 5300–6000 1,0 Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A K starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid orange 3900–5300 0,7 Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo A M Titanoxid rot-orange 2300–3900 0,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri Braune ZwergeAnm.: Es gibt auch Braune Zwerge, die der Spektralklasse M zugeordnet werden, wie etwa der Ultrakühle Zwerg LSR J1835+3259 mit der Klasse M8.5 V. L rot 1300–2300 VW Hyi T rot (Maximum in IR) 500–1300 ε Indi Ba Y infrarot (IR) 200–500 WISEP J041022.71+150248.5 Kohlenstoffklassen der roten Riesen (Kohlenstoffsterne) R Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff rot-orange 3500–5400 S Cam, RU Vir N Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff.Das Spektrum weist ab dieser Spektralklassepraktisch keine Blauanteile mehr auf. rot-orange 2000–3500 T Cam, U Cas S Zirkoniumdioxid rot 1900–3500 R Lep, Y CVn, U Hya

Merksätze Die Spektralklassen mit ihren sieben Grundtypen (O, B, A, F, G, K, M) machen rund 99 % aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden.

Als Merksatz für diese Spektralklassen dienen die Sätze:

Hauptreihe (O B A F G K M):

„Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine Männchen“ „Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“ „Ohne Bier aus’m Fass gibt’s koa Maß“

Hauptreihe + Rote Riesen (O B A F G K M (R N S)):

„Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me (Right Now. Smack!)“

Hauptreihe + Braune Zwerge (O B A F G K M L T): „Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss My Lips Tonight“ „Ohne Bier aus Flaschen geht kein Mensch lang trinken“

Es gibt eine Vielzahl weiterer Varianten entsprechender Merksätze.

Klassen außerhalb der Standard-Sequenzen Folgende Klassen lassen sich nicht in die oben beschriebenen Sequenzen einordnen:

Klasse Objekte Unterklassen/Charakteristik D Degenerierte Materie (z. B. Weiße Zwerge) DA, DB, DC, DO, DZ, DQ, DX etc. Q Novae Pv Planetarische Nebel W Wolf-Rayet-Sterne WN: Stickstofflinien, WC: Kohlenstofflinien

Prä- und Suffixe Die Unterteilung der Spektralklassen kann durch Suffixe und Präfixe weiter verfeinert werden.

Suffixe Suffix Bedeutung c besonders scharfe Linien (engl. crisp) comp zusammengesetztes (engl. composite) Spektrum d Zwergstern (Hauptreihe; engl. dwarf) e, em Emissionslinien g normaler Riese (engl. giant) k interstellare Absorptionslinien m starke Metalllinien n, nn diffuse Linien (engl. nebulous) p, pec Besonderheiten bei Linienintensität (engl. peculiar, „besonders“) s scharfe Linien sd Unterzwerg (engl. sub dwarf) v, var variables Spektrum w Weißer Zwerg

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe der Leuchtkraftklasse überflüssig, die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurde (MK-System).

Präfixe Präfix Bedeutung englisch (international) deutsch d dwarf Zwerg sd sub-dwarf Unterzwerg g giant Riese

Literatur James B. Kaler: Stars and Their Spectra. An Introduction to the Spectral Sequence. Cambridge University Press 1997, ISBN 0-521-58570-8. James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u. a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.

Weblinks Sternspektren verschiedener Sterne

Einzelnachweise

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