Die Spektralklassen der Sterne

Hallöchen, heute etwas später der heutige Blog, aber ich hatte viel zu tun und es dauerte auch einige Zeit ihn zu schreiben. Dafür ist er etwas länger und morgen gibt es keinen – außer ich kann Hans nächstes Musikrätsel starten, bisher hat er ja noch nichts gesagt ob das alte gelöst ist. Heute geht es um Sterne, Farebn, Spektralklassen und was wir daraus folgern können. Bei Interesse kann ich auch mal was Nachlegen über das Leben und Sterben der Sterne.

Unsere Sonne ist ein G2V Stern – wie kommt es zu dieser Bezeichnung und was sagen einem die Spektralklassen der Sterne? Zeit dem einmal nachzugehen. Dass Sterne farbig sind, kann man schon mit dem bloßen Auge sehen. Zumindest bei den hellen Sternen reicht ihre Helligkeit aus, auch die Farbrezeptoren anzuregen. Sirius ist weiß, Beteigeuze ist rot und Aldebaran ist gelb. Daher versuchte man schon früh die Sterne anhand der Farben zu ordnen. Doch jenseits von subjektiven Einordnungen ist Farbe ein schweres Thema und viele Sterne sind auch im Teleskop zu schwach um mit dem bloßen Auge die Farbe zu erkennen.

Der erste Ansatz kam im neunzehnten Jahrhundert auf, als man erstmals die Photographie nutzte um Sterne zu untersuchen. Der erste Ansatz war es ein Sternfeld zweimal unter gleichen Bedingungen zu fotografieren, einmal mit einer Fotoplatte mit einem im blauen Spektralbereich empfindlichen Farbstoff, und einmal mit einem im gelben Spektralbereich empfindlichen Farbstoff. Ein Stern mit blauer oder weißer Farbe ist auf der einen Platte mit dem blauen Farbstoff viel heller, mit einer orangenen oder roten Farbe dagegen auf der anderen Platte und Sterne wie die Sonne, die gelb sind (eigentlich liegt das Strahlungsmaximum der Sonne im grünen Spektralbereich, nur hat noch niemand bei Sternen eine grüne Farbe beobachtet) ist auf beiden Platten in etwa ungefähr stark zu sehen.

Es entstand der B-V Index (B für Blau, 450 nm Wellenlänge (blau) und bei 548 nm (visuell) genannt. Der Buchstabe B wurde für Blau und V für Visuell vergeben. Manchmal wurde auch noch eine Ultravioletthelligkeit (U bei 340 nm) hinzugenommen für die es auch spezialisierte Fotoplatten gab. Unterhalb von 340 nm absorbiert die Erdatmosphäre das licht sehr stark und weit jenseits des roten Spektralbereichs sinkt die Empfindlichkeit von fotografischem Film stark ab.  Zur Klassifizierung wurde dann die die Differenz B-V gebildet. Sie ist bei der Sonne in etwa 0, bei blauen Sternen wie Sirius leicht negativ und kann bei roten Sternen sehr positiv sein, Beteigeuze hat z.B. ein B-V= 3.

Später erkannte man dass die Farbe eine direkte Funktion der Oberflächentemperatur ist, und konnte so diese Berechnen. Der Zusammenhang ist linear nach dem Wienschen Versicherungsgesetz:

λ (max) = 2897,9 / T (in Kelvin)

Für die Sonne mit einer Oberflächentemperatur von 5780 K erhält man so 501,3 nm als Strahlungsmaximum. Eine weitere Erkenntnis, die man machte ist, dass die Energieabgabe nicht linear ansteigt, sondern in der vierten Potenz. Ein Stern mit einer Oberflächentemperatur von 6000 K emittiert nicht doppelt so viel Energie wie einer mit 3000 K, sondern 16-mal so viel.

Den Durchbruch brachte die Spektroskopie. Dabei wird das Licht der Sterne in einzelne Spektralfarben aufgespalten. Man fand im Spektrum der Sonne zahlreiche Absorptionslinien. Sie entstehen, wenn das Licht der Sonne der Photosphäre das darüber liegendene kühlere Gas passiert. Elemente in dem Gas nehmen Energie auf, um ein Elektron von einer der inneren Schalen in die äußeren springen zu lassen. Die Energie ist abhängig vom Energieunterschied und dieser ist wiederum von der Bahn und dem Element abhängig. Dadurch konnte man die Zusammensetzung der Sonne bestimmen, indem man die Spektren mit Emissionsspektren vergleicht, die auf die gleiche Weise entstehen, wenn man einem Element (z.B. durch eine Flamme) Energie zuführt. Dann senden sie genau die Energie aus, die beim Rückfall der Elektronen von der angehobenen Bahn frei wird. Man fand sogar auf der Sonne ein Element, dass man auf der Erde nicht kannte und nannte es Helium nach Helios („Sonne“ im griechischen).

Damit konnte man auch Spektren anderer Sterne aufnehmen und man begann ein Klassifikationssystem aufzubauen. Um 1890 schuf Pickering ein System, er ordnete die Sterne nach ihren Wasserstofflinien in Spektralklassen, beginnen von A mit den stärksten Spektrallinien bis O mit den schwächsten. Als man dieses System später beibehielt, musste man einige Korrekturen machen. Einige Spektralklassen entfielen, sie waren unnötig oder beruhten auf fehlerhaften Beobachtungen. Auf der anderen Seite entdeckte man einige neue wie die Spektralklassen R und S.

Das System wird bis heute benutzt. Nur korreliert es nicht mit den Oberflächentemperaturen, weshalb sich die Reihenfolge verschoben hat. Der Grund liegt in der Physik. Bei hohen Temperaturen reicht die Energie der Photonen aus, die Elektronen nicht nur in eine höhere Bahn anzuheben, sondern sie können  das Atom verlassen, das Atom wird dann einfach ionisiert. Die Stärke der Spektrallinien die auf dem Anheben der Bahnen beruht, nimmt ab und die Spektrallinien die auf einfach ionisiertem Wasserstoff zurückgehen nehmen zu. Diese Linien wurden von Pickering aber nicht zur Klassifikation genutzt. So wurde die Spektralklasse O so weit hinten positioniert, weil ihre Oberflächentemperaturen von 20.000 K so hoch sind, dass dort praktisch nur noch ionisierter Wasserstoff und ionisierte höhere Elemente vorkommen und es fast keine Absorptionslinien von atomaren Wasserstoff gibt. Die heute gültige Reihenfolge ist OBAFGKMRNS. Das kann man sich mit dem Satz „Oh be a fine Girl kiss me right now Sweetheart“ merken.

Enjahr Herzsprung und später  Henry Russell kamen auf die Idee, die Sterne zu ordnen. Es entstand das Herzsprung-Russell Diagramm. Es gibt es in verschiedenen Ausprägungen. In der Y-Achse wird immer die Helligkeit des Sterns aufgetragen, wobei man die der Sonne gleich 1 setzt und in der X-Achse entweder die Oberflächentemperatur oder die Spektralklasse. Da beide zusammenhängen, erhält man aber dieselbe Abbildung. Ein Stern unten links in diesem Diagramm hat Spektralklasse O9 und eine sehr niedrige Helligkeit, das sind eigentlich Gegensätze, die sich ausschließen. Anders sieht es in der rechten unteren Ecke aus. Dort hat ein Stern Spektralklasse M9 und ist sehr lichtschwach. Da die Spektralklasse M für sehr niedrige Oberflächentemperaturen steht sind Sterne aus diesen Spektralklassen auch sehr lichtschwach.

Links oben finden wir einen sehr leuchtkräftigen Stern der Spektralklasse O, auch dies passt zusammen die O-Sterne sind sehr leuchtkräftig, das liegt an den hohen Oberflächentemperaturen von über 20.000 K. In der rechten oberen Ecke findet man Sterne die ebenfalls sehr leuchtkräftig sind, aber nur rot leuchten. Auch diese Sterne gibt es: sind rote Riesen, Sterne die aufgrund eines enormen Durchmessers trotz der niedrigen Oberflächentemperatur sehr leuchtstark sind. Beteigeuze ist in der Nähe der Ecke und er ist 200-mal größer als die Sonne und einer der wenigen Sterne von denen es möglich ist Bilder der Oberfläche anzufertigen (Bild rechts).

Ziemt man eine Diagonale durch das Diagramm von unten rechts nach oben links, so hat man einen Anstieg der Leuchtkraft und einen Anstieg der Oberflächentemperaturen, also einen natürlichen Zusammenhang und man findet dort die Hauptreihe. So benannt weil die meisten Sterne sich den größten Teil ihres Lebens auf ihr aufhalten.

Das Einsortieren aller Sterne in ein Diagramm hat einen Nachteil: Wir sehen Sterne in unterschiedlichen Phasen ihres Lebens. Viele Hauptreihensterne der Klasse M haben sich seit ihrer Entstehung kaum verändert, da ihre Lebensdauer viel höher ist als das Alter der Galaxis. Die O und B Sterne leben dagegen nur wenige Millionen Jahre und wir sehen nur wenige, die meisten die  es je gab sind längst als Supernova explodiert. Wird ein Hauptreihenstern alt, so hat er wenig Wasserstoff im Kern, die Fusion wandert nach außen und er wandert zuerst nahezu senkrecht nach oben, er wird leuchtkräftiger, verändert aber nicht die Oberflächentemperatur. Danach wird er zum roten Riesen und wird leuchtkräftiger, er rutscht nach rechts, die Oberflächentemperaturen sinken bis auf 2000 K. Das ist der Riesenast. Wenn ein Stern von etwa Sonnenmasse seinen Wasserstoff verbraucht hat, erlischt das nukleare Feuer im Inneren, die Gravitation zieht den Kern zusammen und die dabei freiwerdende Energie führt zum Absprengen der äußeren Schichten. Es entsteht ein weißer Zwerg – sehr heiß , weil der Kern ja vorher noch Millionen von Grad heiß war und selbst wenn er abkühlt, dann nur langsam, aber leuchtschwach, denn dieser Kern ist typischerweise so groß wie der Planet Uranus oder Neptun, also dreißigmal kleiner als die Sonne. Diese weisen Zwerge findet man unterhalb der Hauptreihe in einer weiteren Diagonale.

Die weiteren Äste weiter oben kommen von Sternen die viel massiver als die Sonne sind. werden sie älter, so werden sie größer, behalten aber die Helligkeit. Sie rutschen dann von den Spektralklassen O und B herunter zu K und M. Diese horizontal verlaufenden Äste nennt man Riesenäste, wobei man von Riesen, Überriesen und Unterriesen spricht.

Die Aufteilung der Spektralklassen ist nicht gleichmäßig. Es gibt mehr leuchtschwache als leuchtstarke Sterne, vergleichbar der Vermögensaufteilung in Deutschland, wo es auch viel weniger Millionäre als arme gibt. Masse, Radius und Leuchtkraft sind hier auf die Sonne=1 bezogen.

Spektralklasse	Masse	Radius	Leuchtkraft	Temperatur	Anteil
O	>16	>6,6	>30.000	> 33.000 K	~0.00003%
B	2,1 bis 16	1,8 bis 6,6	25.000 bis 30.000	10.000 bis 33.000 K	0,13%
A	1,4 bis 2,1	1,4 bis 1,8	5 bis 25	7500 bis 10.000 K	0,6
F	1,04 bis 1,4	1,.15 bis 1,4	1,5 bis 5	6.000 bis 7.500 K	3%
G	0,8 bis 1,04	0,96 bis 1,15	0,6 bis 1,5	5.200 bis 6.000 K	7,6%
K	0,45 bis 0,8	0,7 bis 0,96	0,08 bis 0,6	3.700 bis 5.200 K	12,1%
M	<0,45	<0,7	<0,08	2.000 bis 3.700 K	76,45%

Die Spektralklassen werden dann noch etwas feiner unterteilt wobei man die Ziffer 0 bis 9 anhängt. 0 ist ein Stern der nahe an der nächst höheren Spektralklasse angesiedelt ist und 9 einer der nahe der nächst niedrigen Klasse. 5 liegt gerade in der Mitte, ist also eher als typischer Vertreter einzustufen.

Unsere Sonne hat den Spektraltyp G2, ist also näher an der Spektralklasse F als an der Spektralklasse K anzusiedeln. Man sieht dies auch am Radius und der Masse.

Wie man sieht sind die meisten Sterne der Hauptreihe von der Spektralklasse M. Das hat zum einen den Grund, dass viel eher kleine als große Sterne entstehen, es hat aber auch mit den Entstehungsgebieten und der Lebensdauer zu tun. Die Sterne kann man nach ihrem Ort in zwei Populationen unterscheiden. Die Population I besteht aus vorwiegend blauen Sternen (Spektraltyp O und B, sowie einige rote Überreise findet man nur in den Spiralarmen, die Population II aus den Sternen von G-M dagegen in einem Halo rund um die Spiralarme. Nur in diesen gibt es genügend Gas um die sehr massiven Sterne des Typs O und B zu erzeugen. Da diese auch nur kurz leben, können sie sich nicht weit von ihrem Sternentstehungsort entfernen. Dagegen können die masseärmeren Sterne auch jenseits der extrem gasreichen Sternentstehungsgebiete entstehen und sie leben sehr lange, können also in den Milliarden die seit der Entstehung vergangen sind, aus den gasreichen Spiralarmen herausgewandert sein.

Das führt zur Lebensdauer von Sternen. Da die Leuchtkraft mit der 4-Fachen Potenz ansteigt, die Masse aber linear, gibt es auch eine Masse/Leuchtkraftbeziehung. Sie steigt mit einer Potenz von 3,5. Die ungerade Potenz ergibt sich daraus, dass die Oberfläche mit steigender Masse auch ansteigt. Sprich: ein Stern mit 2 Sonnenmassen lebt nur 1/2^3,5 = 1/11,3 mal kürzer als unsere Sonne. Die Sonne wird wahrscheinlich 8-9 Milliarden Jahre alt werden, ein Stern der Spektralklasse A mit zweifacher Sonnenmasse nicht mal eine Milliarde Jahre alt. Als Folge kommen wenn wir nach Planeten suchen auf denen Leben entstehen kann, Sterne der Spektralklassen O-A nicht in Frage, da sie nicht lange genug dazu leben.

Umgekehrt gibt es noch alle Sterne mit einer Masse von weniger als 0,8 Sonnenmassen. Ihre Lebensdauer ist größer als das Alter der Galaxis, das auf 13 Milliarden Jahre geschätzt wird. Die Extreme sind einige O-Sterne nur 3-4 Millionen Jahre alt werden und M9 Zwerge die 3 Billionen Jahre alt werden können.

Zuletzt hat man dann die Sterne noch in Gruppen mit gleichen Eigenschaften eingeteilt. Die Gruppen wurden schon bei dem Herzsprung-Russeldiagramm besprochen. Es sind:

Population	Mitglieder	Beispiele
I	extrem leuchtkräftige Überreisen, Hyperriesen	S-doradus
Ia	leuchtkräftige Überreise	Beteigeuze, Deneb
Ib	weniger leuchtkräftige Überreisen	Antares Canopus
II	helle riesen	Polaris
III	Riesen	Arktur, Aldebaran, Capella
IV	Unterreisen	Procyon-A
V	Heuptreihensterne (Zwerge)	Sonne, Sirius-A, α-Centauri, Wega
sD oder VI	Unterzwerge	Kapetyns Stern
D	weisse Zwerge	Sirius-B, Procyon B

Da unsere Sonne zur Hauptreihe gehört stellt man ihr noch ein V hinterher, daher kommt man zur Einstufung „G2V“. Mit dieser Kombination kann man ihren Durchmesser, Oberflächentemperatur, Masse und ihre voraussichtliche Lebensdauer bestimmen.

Hier die Daten einiger Beispiele:

Population	Stern	Spektralklasse	Masse	Leuchtkraft	Radius	Temperatur
I	S-Doradus	A0	50	1.000.000	390	8.510 K
Ia	Deneb	A2	20-25	250.000	200	8.400 K
Ia	Beteigeuze	M1	20	55.000	662	2.250 K
Ib	Antares	M1	15-18	65.000	820	3.500 K
IB	Canopus	F0	15	13.800	71,4	7.500
II	Polaris	F3	1,4	3,9	1,4	6.900 K
III	Arktur	K2	<1,5	210	25,7	4.290 K
III	Capella	G5	3	75,8	10,8	4.100 K
IV	Procyon	F5	1,5	7,73	1,86	6.650 K
V	Sirius-A	A1	2,12	25,4	1,711	9.900 K
V	Wega	A0	2,20	37,3	2,73	10.000 K
V	α-Centauri	G2	1,105	1,504	1,224	5.810 K
sD oder VI	Kapetyns Stern	M0	0,38	0,004	0,24	3.800 K
sD oder VI	Groombridge 1830	G8	0,661	0,212	0,681	4.760 K
D	Sirius-B	A2	0,978	0,027	0,00864	25.200 K
D	Procyon B	A1	0,6	0,000548	0,08359	10.100 K