Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

4.4. DIE STERNE: LEUCHTKRAFT UND TEMPERATUR 265
Zur feineren Klassifikation werden die einzelnen Sternlassen nochmals dezimal unterteilt: 0 . . . 9 (nach
abnehmender Temperatur). Also z. B. B0, B1 . . . B9, A0, A1 . . . A9 usw. Die Sonne ist in diesem
Klassifikationsschema ein G2 Stern.
Die Leuchtkraft als zweiter Parameter
Da zur vollständigen Klassifikation eines Sterns, wie wir vom HR–Diagramm (s.u.) lernen, zwei Parameter
notwendig sind, muß die Harvard Sequenz durch einen weiteren Parameter ∗ ergänzt werden. Als
zweiten Parameter hat man deshalb die Leuchtkraft L bzw. die Linienintensitäten (bestimmter Linien)
gewählt. Die Yerkes Klassifizierung kennt folgende † Klassen:
I Überriesen II helle Riesen III Riesen IV Unterriesen
V Hauptreihe (Zwerge und normale Hauptsequenz)
VI Unterzwerge VII weiße Zwerge
Die Sonne ist in diesem Klassifikationsschema ein G2V Stern.
Daneben klassifiziert man weitere Besonderheiten mit kleinen Buchstaben:
n = besonders diffuse Linien (nebulous)
s = besonders scharfe Linien (sharp)
e = zusätzlich Emissions-Linien (emission) Be
f = Unterklasse der O Sterne mit Emissions-Linien Of
m = zusätzlich Metall-Linien (metal) Am
p = zusätzlich besondere Linien (peculiar) Ap
Sieht man von der chemischen Zusammensetzung einmal ab, dann ist ein Stern durch die Harvard
Spektralklassifikation eindeutig bestimmt und damit ist seine Leuchtkraft bekannt. Darauf beruht die
Möglichkeit der spektroskopischen Entfernungsbestimmung. Etwa 1% aller Sterne fallen nicht in dieses
Schema.
• ZUSATZ (AUSNAHMEN)
Beispiele für Ausnahmen sind:
1. W Sterne (Wolf-Rayet Sterne) mit Untertyp WN und WC,
2. variable Sterne (Cepheiden, RR-Lyrae),
3. Zentralsterne planetarer Nebel (Nova-Überrest),
4. south preceding star im Krebsnebel (Supernova-Überrest) und Geminga.
Synopsis
Zum quantitativen Verständnis der Spektralklassifikation der Sterne benötigt man:
Linienbreite (quantifiziert durch die Äquivalentbreite)
Anregungsbedingung (Temperatur, Dichte, chemische Zusammensetzung)
Linienprofil (Symmetrie, Tiefe)
Mit diesen Parametern kann man in die Strahlungstransportgleichung eingehen und versuchen, ein
Modell der Sternatmosphäre zu entwickeln.
∗ Zur vollständigen Klassifizierung ist ein Parameter nicht ausreichend weil Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien
identische Spektren (Spektralindizes) haben und doch ganz verschieden sein können.
† Überriesen werden nochmals in Ia, Iab, Ib, weiße Zwerge nochmals in DA und DB unterteilt.