Klassifikation der Sterne und
Zustandsdiagramme
 
 

1.

Spektralklassifikation

 
    Elektromagnetische Strahlung kann mit Hilfe von Spektralapparaten zerlegt werden. Das einfachste Grundelement dieser Instrumente ist das Prisma. Glas bricht blaues Licht stärker als rotes. Man erhält so das sichtbare Spektrum aufgespaltet von blau bis rot.
Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 im Sonnenspektrum dunkle Linien, die Fraunhofersche Linien genannt werden, denen er jedoch keinen Entstehungsmechanismus zuordnen konnte. Die Spektralllinien beschreiben Zustände der Atome (Anregungszustand, Element).
Heute sind im Sonnenspektrum 25 000 Absorptionslinien der unterschiedlichen Elemente bekannt. Die Sterne weisen unterschiedliche Verteilungen und Stärken ihrer Emissions- bzw. Absorptionslinien auf.  
 
 

1.1

Spektralklassen

   
Spektrale Unterschiede sind in der Helligkeitsverteilung und in den Spektralllinien von Bedeutung. Auf diesen Unterschieden beruht die Einteilung der Sterne in Spektralklassen. Dies ist die wichtigste Klassifizierungsgröße, da sie weitgehend den physikalischen Aufbau des Sterns charakterisiert.
Spektralklassen wurden historisch an Hand von Objektivprisma-Aufnahmen, bei denen viele Sterne photographisch spektral zusammen erfasst wurden. Man gruppierte sie zunächst phänmenologisch nach ihrer Erscheinungsform und bezeichnete sie mit Großbuchstaben, beginnend mit A. Nachdem die physikalischen Zusammenhänge klarer wurden, konnte man die Spektralklassen bezüglich der Temperatur neu sortiern.  Heute gilt die so genannte Harvard-Klassifikation des Harvard-College-Observatoriums als Standard. Die Abfolge ist historisch bedingt: O, B, A, F, G, K, M, (R, N)=C, S
  Die Spektren der einzelnen Spektralklassen unterscheiden sich in ihrer Art. Dadurch lassen sich einige Aussagen über die Bedingungen in der Photosphäre (Oberfläche) des Sterns machen:
O: Linien mehrfach ionisierter Atome, 22 200 °C, weiß
B: Helium meist nur noch einfach ionisiert, 13 900 °C, blau
A: Helium nur noch einfach ionisiert, 10 000 °C, bläulich
F:  Kalzium meist zweifach ionisiert, 6 650 °C, grünlich
G: Kalzium zweifach ionisiert, viele neutrale Metalle, 5 540 °C, gelb
K: starke Melalllinien, Molekülbanden, 3 870 °C, orange
M: neutrale Metalllinien,1 760 °C, rot
S: Ähnlich M, starke Banden des Zirkoniumoxids und von Molekülen der Seltenerdmetalle
C: Banden der Cyangruppe, des Kohlenmonoxyds

Die Sonne hat die Spektralklasse G2.
 
 

1.2

Leuchtkraftklassen

   

Da Sterne eines Spektraltyps sich in der Leuchtkraft unterscheiden, hat man die Leuchtkraftklassen zur genauen Unterteilung der Spektralklassen eingeführt, denn das Linienspektrum ist durch die Temperatur und den Ionendruck charakterisiert. Deswegen sind zwei Parameter notwendig.

  • Spektraltyp (Harvard-System)
  • Leuchtkraftklassen (Morgan-Keenman)
 
   
 

In Leuchtkraftklassen werden Sterne in Gebieten des HRD zusammengefasst.
Leuchtkraftklasse      Bezeichnung    

0                     Hyperriesen
I (a, ab, b)      Überriesen
II                      helle Riesen
III                     normale Riesen
IV                    Unterriesen
V                     Hauptreihensterne (Zwerge)
VI                    Unterzwerge
VII                   Weißer Zwerg

  Die Sonne ist ein Hauptreihenstern:G2V also ein Zwergstern.
Beteigeuze ist ein roter Riesenstern: M2 Ia
Für Sirius gilt A0V.
 
 

2.

Zustandsdiagramme

 
    Hier werden zwei Zustandsgrößen gegeneinander aufgetragen. Wir wollen uns zunächst mit dem wichtigen Hertzsprung-Russel-Diagramm befassen.  
 

2.1

Hertzsprung-Russel-Diagramm

    Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist die Bezeichnung für das Zustandsdiagramm und das Klassifizierungsschema der Sterne, das unabhängig voneinander die Astronomen Einar Hertzsprung und Henry Norris Russell entwickelt haben.
Das HRD stellt einen Bezug zwischen den beiden Zustandsgrößen Spektraltyp (X-Achse), das Maß der Oberflächentemperatur, von Fixsternen und der absoluten Helligkeit (Y-Achse)  her. Für wissenschaftliche Zwecke werden manchmal die effektive Temperatur als negativer Logarithmus auf der X-Achse aufgetragen und die Leuchtkraft als Logarithmus der Sonnenleuchtkraft auf der Y-Achse, verwendet.
 
   
Die meisten Sterne sind auf einer diagonal verlaufenden Hauptreihe angeordnet. Die hellsten, lichtstärksten und sehr heißen B-Sterne befinden sich links oben. Die sehr lichtschwachen, rötlichen Zwergsterne (Unterzwerge) liegen rechts unten. Die große Bedeutung des HRD liegt in der linearen Beziehung von Temperatur und Leuchtkraft der Hauptreihensternen.
Eine Anhäufung von Riesensternen, die über unterschiedliche Leuchtkraft verfügen (Riesen, Unterriesen),  befinden sich im so genannten Riesenast, der im HRD rechts oben liegt.
Der Riesenast ist von der Hauptreihe durch die sternenleere Hertzsprung-Lücke getrennt und seine Sterne besitzen eine hundert Mal höhere Leuchtkraft als die Sterne der Hauptreihe, was auf eine größere Oberfläche zurückzuführen ist.
Links unten im HRD liegen die Weißen Zwerge, die sich im Endstadium befindenden. Es sind Sterne, die über eine hohe Oberflächentemperatur, jedoch über eine geringe absolute Helligkeit, bei nur kleinem Durchmesser, verfügen.
Die einzelnen Gebiete des Diagramms sind unterschiedlich dicht besetzt. Denn die Sterne benötigen zum Durchlaufen bestimmter Stadien längere Zeit und sammeln sich dort im Diagramm an. Sternarme Gebiete im HRD weisen auf einen kurzen zeitlichen Aufenthalt der Sterne hin (Hertzprung-Lücke).
  Rechts der Spektralklasse M schließen sich die Klassen S und C an. Sie sind durch die Hayashi-Linie getrennt. Diese verläuft senkrecht im HRD. Rechts von der Hayashi-Linie sagen die Sternmodelle voraus, dass kein Stern mit Fusionsreaktion existieren kann. Es fehlt Druck und Temperatur, da die Masse zu klein ist. Jedoch können Protosterne dort gefunden werden, die sich ja noch in der Kontraktionsphase befinden und nicht im hydrostatischen Gleichgewicht sind, dass Theoretiker für einen stabilen Stern annehmen.  
 
 

2.2

Farben-Hellifkeits-Diagramm

 
    Das Farben-Helligkeits-Diagramm wird vor allem zur Entfernungsbestimmung verwendet.  
       
    letztes Update 5.5.2016