Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 1 

Fauftritt 

Spektralatlas 

für Astroamateure 

Ein Führer durch die 

stellaren Spektralklassen 

Richard Walker 

Version 3.0 03/2012


Inhaltsverzeichnis 

1 Einleitung ........................................................................................................................... 7 

2 Auswahl, Aufbereitung und Darstellung der Spektren .............................................. 9 

3 Begriffe, Bezeichnungen und Abkürzungen ............................................................. 12 

4 Die Fraunhoferlinien ..................................................................................................... 14 

5 Übersicht und Merkmale stellarer Spektralklassen ................................................ 15 

6 Vorkommen der Elemente und Moleküle im Spektrum .......................................... 20 

7 Spektralklasse O ............................................................................................................ 21 

8 Wolf Rayet Sterne ......................................................................................................... 28 

9 Spektralklasse B ............................................................................................................ 32 

10 LBV Sterne ...................................................................................................................... 39 

11 Be Sterne ........................................................................................................................ 43 

12 Be Hüllensterne (Shell stars)....................................................................................... 46 

13 Herbig Ae/Be und T Tauri Protosterne ...................................................................... 48 

14 Spektralklasse A ............................................................................................................ 53 

15 Spektralklasse F ............................................................................................................ 60 

16 Spektralklasse G ............................................................................................................ 65 

17 Spektralklasse K ............................................................................................................ 71 

18 Spektralklasse M ........................................................................................................... 79 

19 Spektralsequenz auf dem AGB ................................................................................... 82 

20 M(e) Sterne auf dem AGB ............................................................................................ 84 

21 Spektralklasse S auf dem AGB.................................................................................... 86 

22 Kohlenstoffsterne auf dem AGB ................................................................................. 92 

23 Spektren von extragalaktischen Objekten ................................................................ 98 

24 Spektren von Emissionsnebeln .................................................................................101 

25 Reflexionsspektren im Sonnensystem ....................................................................117 

26 Molekulare Absorptionsbanden der Erdatmosphäre ............................................122 

27 Das Nachthimmel-Spektrum .....................................................................................124 

28 Terrestrische Lichtquellen .........................................................................................126 

29 Spektralklassen und –Werte wichtiger Sterne .............................................136 

30 Erforderliche Ionisationsenergie der einzelnen Elemente ...................................139 

31 Liste Planetarischer Nebel sortiert nach Anregungsklassen ...............................140 

32 Terminologie der spektroskopischen Wellenlängenbereiche .............................141 

33 Anhang ..........................................................................................................................142 

34 Literatur und Internet .................................................................................................148


Änderungslog der Atlas Versionen 

Version 1.3: Korrektur einiger Beschriftungs- und Tippfehler, Temperatur Spektralklasse O. 

Version 1.4: Kap. 1: Korrektur fehlerhaftes Zitat bezüglich Spectroweb. Korrektur einiger 

Beschriftungsfehler. 

Version 1.5: Kap. 7.4 (8): WR133, Geschwindigkeitsberechnung des Sternwindes: Äquivalentbreite 

EW durch Halbwertsbreite FWHM ersetzt. 

Kap. 8.3 (9.3): Diagramm mit theoretischem Kontinuumsverlauf eines B-Klasse Sterns: Korrektur 

der falsch beschrifteten Ca II Linie (Dank an Robin Leadbeater!). 

Version 2.0: Neu Kap. 12:, Be Hüllensterne und einige Anpassungen bei Kap. 11, Be Sterne 

Kap. 18 – 21: Neu, Spektralsequenz der Mira Variablen auf dem AGB mit den Klassen M(e), 

S- und Kohlenstoffsterne C. 

Änderung/Erweiterung der gesamten Kapitelstruktur sowie Umgestaltung des Kap. 31 „Literatur 

und Internet“. 

Version 3.0: 

Kap. 3.5: Zusätzliche Abkürzungen, 

Kap. 3.7: Neu: Formel für Metallhäufigkeit, 

Kap. 7: Gesamtüberarbeitung und Erweiterung mit Sternen der frühen O- Klasse. 

Kap. 10: P Cygni, höher aufgelöste Profilabschnitte (900L Gitter) im grün bis blauen 

Bereich des Spektrums. 

Kap. 13: Neu: Herbig Ae/Be und T Tauri Protosterne 

Kap. 21: BD Camelopardalis falsch beschriftet, neu: HD 22649 

Kap. 24: Gesamtüberarbeitung des Kapitels mit zusätzlichen Tafeln. Neu: Bestimmung der 

Anregungsklassen von Emissionsnebeln und Tafel 85: SNR M1/ NGC 1952. 

Kap. 25: Reflexionsspektren: ehemals Tafel 85 und 86, jetzt Tafel 90 und 91. 

Neu: Komet C/2009 P1 Garradd, Tafel 94. 

Kap. 27: Neu: Nachthimmel Spektrum, Tafel 96 

Kap. 28: Tafel 106, Eichspektrum mit Glimmstarter OSRAM ST 111 

Kap. 31: Liste Planetarischer Nebel mit Anregungsklassen.


Tafelverzeichnis 

Tafel Seite Thema Objekte Wellenlänge Gitter 

01 16 Übersicht stellare Spektralklassen Spektralstreifen 

diverser Sterne 

3950 – 6690 200L 

02 17 Übersicht stellare Spektralklassen Intensitätsprofile 

diverser Sterne 

3950 – 6690 200L 

1 25 Sterne der späten O-Klasse Alnitak ζ Ori 

Mintaka δ Ori 

3920 – 6710 200L 

2 26 Detailspektrum späte O-Klasse Alnitak ζ Ori 3950 – 4750 

5740 – 6700 

900L 

3 27 Sterne der frühen- bis mittleren 

O-Klasse 

5 31 Wolf-Rayet Sterne 

Endstadium der O-Klasse 

10 34 Entwicklung innerhalb der 

B-Klasse 

11 36 Effekt der Leuchtkraft auf Spektren 

der späten B-Klasse 

Θ 1 Ori C 

68 Cygni 

WR 133 

WR 140 

Alnilam ε Ori 

Gienah Corvi γ CrV 

Regulus α Leo 

Rigel β Ori 

φ Sagittarii 

3800 – 6700 200L 

3850 – 7250 200L 

3900 – 6700 200L 

3920 – 4750 900L 

12 38 Detailspektrum frühe B-Klasse Spica α Vir 3800 – 6750 

3900 – 4750 

4800 – 5100 

5700 – 6050 

6450 – 6600 

13 41 LBV Stern, P Cygni Profil, 

frühe B-Klasse, 

13A 42 Detailspektrum LBV Stern, frühe B- 

Klasse, P Cygni Profil 

P Cygni 34 Cyg 3900 – 6950 

6000 – 6800 

P Cygni 34 Cyg 3850 – 4650 

4700 – 6050 

14 44 Be Stern, frühe B-Klasse Dschubba δ Sco 3650 – 7000 

4820 – 4940 

6500 – 6700 

6670 – 6690 

200L 

900L 

200L 

900L 

900L 

200L 

900L 

14A 45 Be Stern, frühe B-Klasse Tsih γ Cassiopeiae 3970 – 6750 200L 

15 47 Be Hüllenstern im Vergleich zu 

Be Stern 

ζ Tauri 

Dschubba δ Sco 

3800 – 6800 200L 

17 51 Herbig Ae/Be Protostern R Monocerotis 

NGC 2261 

3900 – 7200 200L 

18 52 T Tauri Protostern T Tauri 3900 – 7000 200L 


A-Klasse 

Castor α Gem 

Altair α Aql 

3900 – 6800 200L 

21 56 Detailspektrum frühe A-Klasse Sirius A α CMa 3900 – 6700 

3900 – 4700 

4780 – 5400 


der frühen A-Klasse 

Wega α Lyr 

Ruchbah δ Cas 

Deneb α Cyg 

23 59 Metallhäufigkeit Wega vs. Sirius Wega α Lyr 

Sirius A α CMa 

200L 

900L 

3900 – 4700 900L 

3920 – 4700 900L




F-Klasse 


der frühen F-Klasse 


G-Klasse 

Adhafera ζ Leo 

Procyon α CMi 

Porrima γ Vir 

Caph β Cas 

Mirfak α Per 

Muphrid η Boo 

Vindemiatrix ε Vir 

3830 – 6700 200L 

3920 – 4750 900L 

3800 – 6600 200L 

41 69 Detailspektrum frühe G-Klasse Sonne 3800 – 7200 

3900 – 4800 

42 70 Detailspektrum frühe G-Klasse Sonne 4700 – 5700 

5650 – 6700 


K-Klasse 

Arcturus α Boo 

Alterf λ Leo 

200L 

900L 

900L 

3900 – 6800 200L 

51 75 Detailspektrum frühe K-Klasse Pollux α Gem 3900 – 6800 200L 

3800 – 4800 900L 

52 77 Effekt der Leuchtkraft auf Spektren Alsciaukat α Lyncis 4000 – 4900 900L 

der späten K-Klasse 

61 Cygni B 

53 78 Detailspektrum späte K-Klasse Aldebaran α Tau 5150 – 5900 

5850 – 6700 

900L 


Antares α Sco 3900 – 7200 200L 

M-Klasse 

Ras Algethi α Her 

63 85 Mira Variabler M(e) im Vergleich zu Mira o Ceti 

3900 – 7200 200L 

spät klassiertem M-Stern 


65 88 Extremer S-Klasse Stern im Vergleich R Cygni 

4100 – 7300 200L 

zum Mira Variablen M(e) 

Mira o Ceti 

66 90 Entwicklung innerhalb der S-Klasse Omikron1 Orionis 

Chi Cygni 

R Cygni 

66A 91 Vergleich „extrinsischer“ mit „intrinsischem“ 

S-Klasse Stern 

67 96 Vergleich verschieden klassierter 

Kohlenstoffsterne 

67A 97 Detailspektrum der Merril Sanford 

Bands 

70 100 Spektrenvergleich: Spiral Galaxie vs. 

Fixstern der späten G-Klasse 

BD Camelopardalis 

HR Pegasi 

WZ Cassiopeiae 

Z Piscium 

W Orionis 

4100 – 7300 200L 

4300 – 7200 200L 

4600 – 7300 200L 

W Orionis 4730 – 5400 900L 

M31, Andromeda 


3900 – 6700 200L 

80 109 Emissionsnebel: Hll Region M42 3800 – 7300 200L 

80A 110 Intensitätsverlauf Hβ und OIII (λ5007) 

im Zentralbereich der H II Region 

M42 n.a. 200L 

81 111 Emissionsnebel: Planetar. Nebel IC418, Spirograph 4100 – 7100 200L 

82 112 Emissionsnebel: Planetar. Nebel NGC 6210 Schildkröte 3850 – 6600 200L 

83 113 Emissionsnebel: Planetar. Nebel NGC 7009 Saturn 3800 – 6700 200L 

84 114 Emissionsnebel: Planetar. Nebel M57 Ringnebel 4600 – 6800 200L



84A 115 Intensitätsverlauf O III und N II in der 

Längsachse des Planet. Nebels 

M57 Ringnebel n.a. 200L 

85 116 Emissionsnebel: SNR M1 / NGC 1952 4600 – 6800 200L 

90 119 Reflexionsspektren Sonnensystem Mars, Venus 4300 – 7800 200L 

91 120 Reflexionsspektren Sonnensystem Jupiter, Saturn 4400 – 7800 200L 

94 121 Kometen-Spektrum C/2009 P1 Garradd 3800 – 6400 200L 

95 123 Absorption Erdatmosphäre Erdatmosphäre 6800 – 7800 900L 

96 125 Nachthimmel- Spektrum Lichtverschmutzung 

Airglow 

4000 – 7400 200L 

101 128 Gasentladungslampe Neon Glimmlampe 5800 – 8100 900L 

102 129 Gasentladungslampe ESL 3900 – 6400 200L 

103 130 Gasentladungslampe Xenon 

Stroboskoplampe 

104 131 Gasentladungslampe Natrium Hochdruckdampflampe 

105 132 Gasentladungslampe Xenon Hochleistungslampe 

106 133 Gasentladungslampe Glimmstarter OSRAM 

ST111 

110 135 Swan Bänder / Kohlenwasserstoff 

Flammen: 

Vergleich überlagerter Spektren 

Butangasbrenner 

Komet Hyakutake 


3900 – 8100 200L 

900L 

4700 – 7250 200L 

4900 - 6900 200L 

4000 – 7700 

3900 – 4800 

200L 

900L 

3800 - 6400 200L


1 Einleitung 

Bezüglich Spektrografie verbindet viele Amateure wohl ein gemeinsames Einstiegserlebnis. 

Erwartungsfroh wird das neue Gerät zum ersten Mal getestet und mit grossem Stolz betrachtet 

man dann das gewonnene Spektrum. Dieses Hochgefühl weicht dann schnell der 

nagenden Ratlosigkeit, wie man diese unzähligen Linien nun identifizieren, geschweige 

denn analysieren und interpretieren soll. Dieser Atlas beabsichtigt nun diese empfindliche 

Publikationslücke zu schliessen. Der überwiegende Teil der deutschsprachigen Beiträge 

konzentrierte sich bis anhin meistens auf spektrale Details stellarer „Exoten“. Erwähnenswerte 

Ausnahme ist hier der Spektralatlas für P Cygni von O. Stahl [341]. Bisher einziges 

(mir bekanntes) Buch zu diesem Thema ist das ins Deutsche übersetzte Sterne und ihre 

Spektren [1] von J. Kaler. Englisch sprechende Amateure sind da im Vorteil, weil hier das 

Angebot viel ergiebiger ist. 2009 erschien das umfangreiche Werk „Stellar Spectral Classification“ 

von Gray und Corbally [2]. Es richtet sich vorwiegend an Studenten und professionelle 

Astronomen, bietet aber dem Englisch sprechenden und deutlich fortgeschrittenen 

Amateur wertvolle Informationen, z.B. zur Bestimmung der dezimalen Subklassen und über 

die spektralen Besonderheiten seltener Sterntypen. 

Im Internet stösst man auch auf professionelle, aber meist durchaus verständlich abgefasste 

Fachpublikationen, welche oft nur kurze Ausschnitte eines Spektrums kommentieren. 

Trotzdem liefern diese Arbeiten oft wertvolle Puzzleteile bei der spannenden Detektivarbeit 

der Linienidentifikation. Sehr gut dokumentiert ist das Spektrum der Sonne (G2 V), wo fast 

sämtliche Linien publiziert sind. Hier existieren zwei gut lesbare, im Netz frei herunterladbare 

Atlanten [80], [81]. Diese Quellen können, mit der nötigen Vorsicht, auch bei der Linienidentifikation 

benachbarter Spektralklassen behilflich sein. 

Im Internet publizierte, breit angelegte und alle wichtigen Spektralklassen umfassende 

Spektralatlanten sind selten zu finden. Erstaunlicherweise sind da auch in professionellen 

Publikationen meist nur wenige „prominente“ Linien in oft sehr niedrig aufgelösten Spektren 

kommentiert. Allerdings konzentrieren sich auch sehr viele praktische Anwendungen, 

z.B. die Messung der Rotationsgeschwindigkeit oder Metallhäufigkeit, auf relativ wenige, 

möglichst intensive und isoliert stehende Linien. In solchen Schriften werden der Ultraviolett-, 

der Blau- sowie der Rot- bis ferne Infrarotbereich bevorzugt behandelt – die Abschnitte 

„Grün“ und „Gelb“ dagegen nur selten. 

Im Anhang 33.3 sind Ausschnitte aus historischen und aktuellen Spektralatlanten abgebildet. 

Am bekanntesten, und auch wissenschaftshistorisch bedeutsam, ist das längst vergriffene 

Standardwerk „An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification“ 

von Morgan, Keenan und Kellman [50]. Dieses epochale Werk von 1943 kann heute vom 

Internet heruntergeladen werden und beschränkt sich auf den kurzwelligen Teil des sichtbaren 

Spektrums, was die damaligen technischen Möglichkeiten reflektiert. Dargestellt sind 

fotografische Spektralstreifen mit handschriftlichen Kommentaren! In ähnlichem Stil verfasst 

ist selbst noch der 1978 publizierte Revised MK Spectral Atlas for Stars earlier than 

the Sun von Morgan, Abt und Tapscott [51]. 

Auch über den Buchhandel wurden Spektralatlanten vertrieben, welche jedoch allesamt 

vergriffen sind. Das umfangreichste Standardwerk ist sicher der Bonner Spektralatlas [5] 

von Waltraut Carola Seitter (1975). Dieser deckt die Spektralklassen O5 bis M2 ab, ist 

längst vergriffen, kann aber seit kurzem, hochaufgelöst eingescannt, ab [5] heruntergeladen 

werden! Basierend auf fotografischen Spektralstreifen ist er das einzige gesichtete 

Werk, welches zwischen ca. λ 3400 und 5000 die meisten Linien dokumentiert, die mit einem 

heute als etwa „mittelhoch“ auflösend eingestuften Spektrografen erkennbar sind. Auf 

drei Tafeln sind die aufgeführten Linien noch dichter, können aber im zugehörigen Spektralstreifen 

kaum noch aufgelöst werden. Die Übertragung auf die heutigen Profile fällt 

schwer, da die Wellenlängen nur auf 1Å gerundet angegeben sind und auf denselben Wert 

oft mehrere Linien fallen. Im Grün- bis Rotbereich weisen die „normal“ aufgelösten Spekt-


ren teilweise grössere Lücken auf. Es ist auffällig, dass dieses in die Jahre gekommene 

Werk bisher nie den heutigen Anforderungen angepasst wurde, aber in diversen Arbeiten 

immer noch referenziert wird. Im ähnlichen Stil, jedoch wesentlich weniger detailliert, sind 

auch [6], [7] und [8] abgefasst. Ein Glücksfall, dass Martin Brunold [705] alle diese Werke 

gesammelt und mir freundlicherweise eine Durchsicht ermöglicht hat (siehe Anhang 33.3). 

Der heutige Standard erfordert kalibrierte und normierte Intensitätsprofile, aufgetragen 

über der Wellenlänge. Relativ aktuell (2000) ist „A Digital Spectral Classification Atlas“ von 

R.O. Gray [52], welcher sich auf einen sehr niedrig aufgelösten, kurzwelligen Teil des 

Spektrums beschränkt. Weiter existieren diverse Atlanten, welche sich auf spezielle Spektralklassen 

oder Wellenlängenbereiche konzentrieren. Einige sind im Literaturverzeichnis zu 

finden. Für die helleren Fixsterne existieren auch Monografien, wie z.B. kommentierte 

Spektren von Sirius, Procyon und Aldebaran. Leider sind solche meist nur als „Abstract“ abrufbar 

und die teilweise gesalzenen Preise für den Download der Vollversion wird sich wohl 

kaum ein Amateur leisten wollen. 

Sehr nützlich ist Spectroweb [59], zu finden unter der Homepage von Dr. Alex Lobel, Royal 

Observatory of Belgium. Es ist eine interaktive Plattform mit hochaufgelösten und fast vollständig 

identifizierten Profilen heller Vertreter der mittleren und späten Spektralklassen F, 

G, K, M. Infolge der enormen Liniendichte sind diese für Einsteiger nur schwer auf die 

selbst gewonnenen, meist niedrig aufgelösten Profile zu übertragen. Spätestens hier wird 

klar, weshalb Spektralatlanten spezifisch für bestimmte Auflösungsbereiche erstellt werden 

müssen. 

Kürzlich veröffentlicht wurde als Taschenbuch A Spectroscopic Atlas of Bright Stars [9], im 

Wesentlichen eine Sammlung unnormierter Pseudokontinua heller Fixsterne mit nur wenigen, 

intensiven Spektrallinien. Diese wurden von Jack Martin mit einem spaltlosen 

Spektrografen und Transmissionsgitter unter dem Londoner Nachthimmel auf konventionellen 

(chemischen) Film aufgezeichnet. 

Diese Vielfalt erklärt, wieso bei der Linienidentifikation verschiedene Quellen benutzt wurden. 

Vollständige Einzelnachweise wären hier nicht praktikabel. Bei jeder Spektralklasse ist 

jedoch ausgewiesen, welche Quellen hauptsächlich verwendet worden sind. Eine alternative 

Möglichkeit wäre der Vergleich der Profile mit synthetisch erzeugten Spektren, basierend 

auf stellaren Modellatmosphären. Dies ermöglicht z.B. die Software „Spectrum“ von 

R.O. Gray, welche mit einer Kommandozeilen- orientierten Oberfläche unter Linux läuft. Die 

Installation für Non Linux User, sowie die Bedienung sind relativ anspruchsvoll – deshalb 

wohl nur für wenige Amateure eine realistische Option. 

Der vorliegende Atlas soll primär ein Hilfsmittel zur Linienidentifikation sein. Er versteht 

sich als Ergänzung zu meinem „Beitrag zur Spektroskopie für Astroamateure“ [30] und zum 

praktischen Teil „Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen…“ [31]. In diesen 

Schriften sind auch detaillierte Informationen zum Klassierungssystem der Spektren und 

dem Hertzsprung-Russel Diagramm (HRD) enthalten. Kenntnisse zu diesen Themen werden 

hier vorausgesetzt und sind daher nur noch verkürzt behandelt. 

Von vornherein war aber klar, dass hier keine isolierte Sammlung beschrifteter Spektraltafeln 

entstehen soll. Jede einzelne Klasse wird daher mit ihren Hauptmerkmalen vorgestellt. 

Dieser Atlas wird laufend aufdatiert, wenn neue Informationen oder weitere, charakteristische 

Spektren vorliegen. Entsprechend wurden bei der Nummerierung der Tafeln Reserven 

eingeplant. Direkt- oder „Hotlinks“ auf die Datei werden nach solchen Updates zwingend 

ins Leere führen. Deshalb empfehle ich dringend nur Links zu schalten auf: 

http://www.ursusmajor.ch/astrospektroskopie/richard-walkers-page/index.html. 

Besten Dank an Martin Huwiler, Urs Flükiger und Dr. Helen Wider für das Lektorat des Atlasses, 

sowie Urs, dass er für den Download seine Homepage zur Verfügung stellt! 

Richard Walker, CH 8911 Rifferswil © richiwalker@bluewin.ch


2 Auswahl, Aufbereitung und Darstellung der Spektren 

2.1 Auswahl 

Hauptkriterien für die Auswahl der Spektren waren die Dokumentation der spektralen 

Merkmale, sowie die Demonstration von Effekten, z.B. infolge der unterschiedlichen 

Leuchtkraftklassen. Die Berücksichtigung allgemein bekannter, heller Fixsterne war dabei 

zweitrangig. Grundsätzlich wird jede Spektralklasse mindestens mit einem frühen und späten 

Vertreter vorgestellt, um die Entwicklung charakteristischer Merkmale zeigen zu können. 

Weiter wurden auch einige stellare „Exoten“, und Nebelspektren berücksichtigt. In separaten 

Kapiteln sind noch Komposit Spektren von Galaxien, Reflexionsspektren von diversen 

Körpern im Sonnensystem, Absorptionsbanden der Erdatmosphäre und einige Profile 

terrestrischer Lichtquellen kommentiert. 

2.2 Aufnahme und Auflösung der Spektren 

Die Spektren wurden mit dem DADOS Spektrografen [603] sowie den Gittern 200- und 

900 L/mm aufgenommen. Wenn nichts anderes vermerkt ist, erfolgten die Aufnahmen 

durch das 8 Zoll Teleskop Celestron C8 und den 25μm Spalt des Spektrografen. Die Aufzeichnung 

erfolgte schliesslich mit der monochromen Kamera Meade DSI III Pro. Die Spektren 

auf den Tafeln 5 (WR133), 70 und 84 wurden zusammen mit Martin Huwiler im Nasmith 

Fokus des CEDES Cassegrain 90 cm Teleskops der Sternwarte Mirasteilas in Falera 

aufgenommen (siehe Anhang 33.4). Verschiedene Beispiele belegen aber, dass diese Objekte 

mit längerer Belichtungszeit auch für durchschnittliche Amateurausrüstungen erreichbar 

sind! 

Die Auswertung mit Vspec ergibt mit dem 900L Gitter eine Dispersion von ca. 0.65 Å/Pixel 

und 2.55 Å/Pixel mit dem 200L Gitter. Daten des Sony Chip ICX285AL: 1.4 Megapixel, 

2/3" Monochrom CCD, Pixelgrösse 6.45μm x 6.45μm [606]. Bei längeren Belichtungszeiten 

erfolgte ein Dunkelbildabzug. Auf die Verarbeitung von „Flatfields“ wurde verzichtet. 

Der R-Wert, d.h. die Auflösung des DADOS Spektrografen entspricht gemäss Manual 

= 3000 bei 5610 Å und = 650 bei 6160 Å. Eigene Messungen mit gemittelten 

FWHM Werten mehrerer Neon Kalibrieremissionen ergaben in diesem Bereich R-Werte in 

der Grössenordnung von = 4000 resp. = 900. Diese Auflösungen haben sich für 

die Präsentation der Spektralklassen als ideal erwiesen. Wesentlich höhere R-Werte würden 

hier zunehmend dem Lesen einer Zeitung mit dem Mikroskop entsprechen. Es überrascht 

daher nicht, dass Gray/Corbally [2] Profile mit einer Auflösung von ~3 Å als 

„classification resolution spectra“ bezeichnen. Auch die professionelle Astronomie verwendet 

für bestimmte Aufgaben Spektrografen niederer Auflösung! 

2.3 Aufbereitung der Spektren 

Die Aufbereitung der fits Monochrombilder erfolgte standardmässig mit IRIS [550]. In den 

meisten Fällen erfolgte zur Rauschreduktion ein „Stacking“ von ca. 5–7 Spektralprofilen. 

Die Erzeugung und Auswertung des definitiven Profils wurde dann mit Vspec [551] durchgeführt. 

Die hier angewendeten Prozesse sind in [31] detailliert dargestellt. 

Bei allen breitbandigen Spektren wurde, mit Ausnahme von M31, der hier sonst nicht interessierende 

Verlauf des Pseudokontinuums mittels Division durch den eigenen Verlauf entfernt. 

So werden die Linienintensitäten über den gesamten Bereich optisch vergleichbar 

und es resultiert eine platzsparende und übersichtliche „Flachdarstellung“. Massgebend für 

den Intensitätsvergleich ist die relative Tiefe oder Höhe der Linie im Verhältnis zur dort gemessenen 

Kontinuumshöhe über der Wellenlängenachse. Der Verlauf des Pseudokontinuums 

bewirkt, dass am „blauen“ und „roten“ Ende des Spektrums, intensive Linien optisch 

stark verkümmert und umgekehrt schwache im Zentrum überhöht wirken. Gerade diese


Korrektur kann aber den Anfänger verwirren, wenn er die Linien im unkorrigierten Pseudokontinuum 

seines Spektrums in der Atlasdarstellung zu finden versucht. Die folgende Grafik 

verdeutlicht diesen Effekt mit der Überlagerung des unkorrigierten Pseudokontinuums 

(blau) und der Atlasdarstellung des Sonnenspektrums (rot). 

In Fällen mit erhöhtem Rauschanteil (lichtschwache Objekte) wurde das Profil mit Filtern 

wie z.B. dem Vspec Mmse Filter (Minimum mean squared error) geglättet. Optimiert wurde 

dabei exklusiv die Erkennbarkeit der zu dokumentierenden Linien. Auf eine Reduktion der 

tellurischen H2O und O2 Absorptionen im Gelb/Rotbereich des Spektralprofils wurde verzichtet. 

Entsprechend zurückhaltend erfolgt hier die Kommentierung der Linien. 

2.4 Kalibrierung der Wellenlänge 

Die meisten Spektren wurden relativ aufgrund bekannter Linien und nicht absolut mit der 

Eichlampe kalibriert. So wird verhindert, dass das Profil, infolge grösserer Radialgeschwindigkeiten 

und des Dopplereffekts, auf der Wellenlängenachse verschoben dargestellt wird. 

Im Fokus steht hier die Demonstration der Spektralklasse und nicht die Dokumentation des 

betreffenden Sterns. Lediglich bei höher auflösenden Spektren der späten Klassen sowie 

den stellaren „Exoten“, erfolgte aus Sicherheitsgründen die Eichung mit der Lampe. Als 

Einheit für die Wellenlänge wird durchwegs Angström [Å] verwendet. Diese Werte werden 

konventionsgemäss [2] mit dem Prefix λ angezeigt. Z.B. 5000 Å entsprechen so λ 5000. 

2.5 Normierung der Intensität 

Eine absolute Flux Kalibrierung der Profilintensität wäre sehr aufwendig 

und ist für den Zweck dieses Atlasses nicht erforderlich. Sie wurde aber 

immer so normiert, dass das mittlere Kontinuumsniveau etwa =1 beträgt. 

Eine Absorptionslinie ist normalerweise dann maximal gesättigt, 

wenn sie bis auf das Niveau der Wellenlängenachse =0 hinunter 

reicht. Dies kommt bei diesen niedrigen Auflösungen bei stellaren 

Spektren jedoch kaum vor. Aus Platzgründen wurde daher der gesamte 

Sättigungsbereich von 1 – 0 nur ausnahmsweise dargestellt, dafür aber 

meistens der entsprechende Wert auf dem Niveau der Wellenlängenachse 

angegeben. Dieser liegt hier nur selten bei Null, sondern meistens 

zwischen 0.3 – 0.6. Überlagerte Spektren zur Demonstration spezieller 

Effekte wurden auf denselben Kontinuumsabschnitt normiert, 

damit die Linienintensitäten wenigstens qualitativ grob vergleichbar 

werden. 

2.6 Linienidentifikation 

Für die aufwendige Linienidentifikation wurden sämtliche aufgeführten Infoquellen genutzt. 

Einige intensive, aber in allen aufgeführten Quellen nicht dokumentierte Linien, habe ich 

mit Vspec (Tools/Elements/lineident) bestimmt, welche auf dem ILLSS Catalogue, Coluzzi


1993 basieren. Dies erfolgte jedoch sehr zurückhaltend, d.h. in Fällen mit klarem Profilverlauf, 

hoher Linienintensität und fehlenden, plausiblen Alternativelementen in unmittelbarer 

Nachbarschaft. Die Beschriftung solcher Positionen ist mit einem roten „V“ ergänzt. Die 

Wellenlängen der Spektrallinien sind meistens auf zwei Kommastellen genau beschriftet. 

Die Werte wurden aus dem Vspec Tool ergänzt, da bei alten Quellen (z.B. BSA) die Angabe 

nur gerundet auf 1 Å erfolgte. Angaben ohne Kommastellen deuten meist darauf hin, dass 

die Linie in diesem Bereich durch einen engen Cluster desselben oder mehrerer verschiedener 

Elemente/Ionen mit vergleichbarer Intensität gebildet wird. Typischerweise betroffen 

sind Metalle der mittleren bis späten Spektralklassen. Falls aber ein Intensitätswert klar 

dominiert, wird jeweils dieser angegeben. 

2.7 Darstellung 

Alle Spektren werden mindestens durch eine breitbandige Übersicht (200L Gitter) dokumentiert. 

Beim Vorliegen interessanter Linien und entsprechender Informationen sind höher 

auflösende Ausschnitte mit dem 900L Gitter beigefügt. Die Linienprofile sind auf der 

Wellenlängenachse noch ergänzt durch synthetisch erzeugte Spektralstreifen (Vspec). Deren 

Farbverlauf soll auch die Orientierung und Übersicht über die dargestellten Wellenbereiche 

erleichtern. 

Grundsätzlich werden in den Spektren nur Details beschriftet, welche bei der vorliegenden 

Auflösung auch erkannt werden können. Molekulare Absorptionsbänder werden zusätzlich 

mit diesem Signet gekennzeichnet: . Bei eng beschrifteten Tafeln empfehle ich diese 

auf dem Bildschirm zu zoomen und so abschnittsweise vergrössert zu betrachten – auch 

wenn so meine zeichnerischen Ungenauigkeiten schonungslos sichtbar werden. Wegen 

dieses „Online Aspekts“ habe ich auch die Tafeln und den erläuternden Text nicht getrennt 

sondern möglichst benachbart angeordnet. Ein allfälliger Ausdruck der Tafeln muss, infolge 

zahlreicher, sehr dünner Linien, hochauflösend erfolgen.


3 Begriffe, Bezeichnungen und Abkürzungen 

3.1 Sternparameter und -bezeichnungen 

Die Bezeichnung der Spektral- und Helligkeitsklassen stammt grossenteils aus dem Bright 

Stars Catalogue [505] oder von James Kaler [506], Distanzangaben aus dem Karkoschka 

Atlas [10]. Die Angaben zur „Oberflächentemperatur“ der Sterne stammen aus unterschiedlichen, 

von mir als verlässlich eingestuften Quellen, z.B. [506]. Sie beziehen sich üblicherweise 

auf die Schicht der Photosphäre, welche hauptsächlich für die Entstehung des Spektrums 

im sichtbaren Bereich verantwortlich ist. Einzelnachweise habe ich mir dazu im Text 

erspart. 

Die Rotationsgeschwindigkeit eines Sterns versteht sich immer als der in Erdrichtung projizierte 

Anteil der Oberflächengeschwindigkeit, welcher mittels Dopplerprinzip 

spektrografisch direkt bestimmt werden kann (Details und Verfahren siehe [30], [31]). Die 

Werte stammen grossenteils aus dem Bright Stars Catalogue [505] oder von James Kaler 

[506]. 

Hellere Fixsterne werden im Atlas mit dem Eigennamen und im Bayer System mit kleinen 

griechischen Buchstaben sowie dem abgekürzten lateinischen Sternbildnamen bezeichnet, 

z.B. Sirius α CMa (siehe entsprechende Listen im Anhang 33.1). Sterne ohne Eigennamen 

werden mit dem Bayersystem oder, falls notwendig, der Flamsteed Nummer bezeichnet z.B. 

φ Sagittarii oder 61 Cygni. 

3.2 Galaktische Nebel und Sternhaufen 

Solche Parameter stammen entweder aus dem Karkoschka Atlas [10], der NED [501] 

NASA/IPAC Extragalactic Database oder Fachpublikationen. 

3.3 Extragalaktische Objekte 

Parameter von Galaxien und Quasaren, wie z.B. der Z-Wert der Rotverschiebung, stammen 

aus der NED [501]. Dort fehlen jedoch verständlicherweise Angaben zur Masse solcher Objekte. 

Gegenwärtige Schätzungen sind noch sehr unsicher und entsprechend Gegenstand 

von Debatten – nicht zuletzt auch um die Existenz der Dunkelmaterie. Solche Werte entstammen 

daher aktuellen Fachpublikationen. 

3.4 „Frühe“ und „späte“ Spektraltypen 

Eine Fehlhypothese postulierte anfangs des 20. Jahrhunderts, dass die Spektralklassensequenz 

von O bis M chronologisch die Entwicklungsstadien eines Sternes von heiss zu kühl 

darstellen soll. Dieser Irrläufer hat die Terminologie bis heute massgebend geprägt. So 

spricht man bei den Klassen O, B, A um „frühe-“ (early) und bei K und M um „späte“ (late) 

Typen. In diesem Atlas werden ergänzend F und G als „mittlere“ Klassen bezeichnet. Diese 

Systematik wird auch innerhalb einer Klasse angewendet. So nennt man z.B. M0 einen 

„frühen-„ und M8 einen „späten“ M-Typen. Konsequenterweise ist daher z.B. M2 „früher“ 

als M7. 

3.5 Abkürzungen und Einheiten 

AE: Astronomische Einheit, 149.6 Mio km 

AGB: Asymptotic Giant Branch, Asymptotischer Riesenast im HRD 

BSA: Bonner Spektralatlas 

ESO: European Southern Observatory 

ESL: Energiesparlampe 

EW: Equivalent width, Äquivalentbreite einer Spektrallinie [30]


FWHM: Full width at half maximum height, Halbwertsbreite einer Spektrallinie [30] 

HB: Horizontal Branch, Horizontaler Riesenast im HRD 

HRD: Hertzsprung-Russel Diagramm 

HST: Hubble Space Telescop 

MK: Morgan Keenan Kellman, Klassifikationssystem Spektralklassen und Spektralatlas 

PMS: Pre Main Sequence Star. Noch nicht auf der Hauptreihe etablierter Protostern 

PN: Planetarischer Nebel 

RGB: Red Giant Branch, Roter Riesenast im HRD 

SB1: SB 1 System, Spektroskopischer Doppelstern bei dem die Helligkeit einer Komponente 

so stark dominiert, dass nur ein Spektrum beobachtet werden kann. 

SB2: SB 2 System, Spektroskopischer Doppelstern bei dem der geringe Helligkeitsunter- 

schied der Komponenten ein Komposit Spektrum erzeugt. 

SN: Supernova, SNR: Supernova Überrest (Supernova Remnant) 

SuW: Zeitschrift Sterne und Weltraum 

VLT: Very Large Telescope, Teleskopgruppe der ESO auf dem Cerro Paranal, Chile 

WR: Wolf-Rayet Sterne 

K: Temperatureinheit Kelvin: K ≈ °Celsius + 273° 

Å: Einheit für die Wellenlänge: Angström. 1 Å = 10 -10 m 

Lj: Lichtjahr 1Lj = 9.46 x 10 12 km parsec: Parallaxensekunde 1 parsec = 3.26 Lj 

Hα, Hβ, Hγ, Hδ, Hε, H8, H9:… Bei der Beschriftung der H-Balmerserie wird ab Hε die betroffene 

Schalennummer des ursächlichen Elektronensprungs verwendet. 

200L / 900L: Reflexionsgitter des DADOS Spektrografen mit 200-, resp. 900 Linien/mm. 

V: Scheinbare visuelle Helligkeit eines Himmelsobjektes 

V: Spektrallinie, identifiziert mit Hilfe des Vspec Tools 

: Molekulares Absorptionsband 

: Vergleich zur Sonne: M: Sonnenmasse, L: Leuchtkraft der Sonne 

3.6 Bezeichnung der Elemente und Ionen 

Wie in der Astrophysik üblich, werden hier alle Elemente, ausser Wasserstoff und Helium, 

als „Metalle“ bezeichnet und in der astrophysikalischen Notationsform angegeben. Details 

dazu siehe [30]. Der Begriff Ionisierungsstufe bezieht sich hier auf die Anzahl Elektronen, 

welche ein bestimmtes Atom abgegeben hat (Si lV, Fe ll, H ll etc.). Die römische Ziffer I bedeutet, 

dass das Element im neutralen Zustand ist, Ziffer ll im einfach ionisierten-, Ziffer lll 

im zweifach ionisierten- etc. Dieser Begriff darf nicht verwechselt werden mit dem Ionisierungsgrad 

in der Plasmaphysik. Dieser definiert den Anteil der Atome eines bestimmten 

Elementes in einem Gasgemisch, welcher bei gegebenen Werten für Temperatur, Dichte 

und erforderlicher Ionisationsenergie Elektronen abgegeben hat (Bestimmung mit der Saha 

Gleichung). 

Sogenannte „Verbotene Linien“ sind in Klammern gesetzt, z.B. [O III], [N II]. 

3.7 Die Metallhäufigkeit 

Von grosser Bedeutung ist das logarithmische Verhältnis Eisen zu Wasserstoff / (Anzahl 

Atome, nicht Masse!) als Mass für die Metallhäufigkeit (Metallicity) einer Sternatmosphäre. 

/ = log (/) 

(/) 

Ein / kleiner als in der Sonnenatmosphäre gilt als metallarm und trägt ein negatives 

Vorzeichen. Der Bereich geht aktuell von ca. +0.5 bis -5.4 (SuW 7/2010).


4 Die Fraunhoferlinien 

Fraunhofer hat die prominenteren der solaren Absorptionslinien 

mit den Buchstaben A – K gekennzeichnet 

– dies in damaliger Unkenntnis der physikalischen Zusammenhänge. 

Später wurden noch zusätzliche Linien 

mit Kleinbuchstaben ergänzt. Diese Linienbezeichnungen 

findet man noch häufig auch in aktuellen Abhandlungen. 

Auch in diesem Atlas sind beim Sonnenspektrum und 

den benachbarten Spektralklassen einige der Absorptionslinien 

mit den Fraunhofer Buchstaben bezeichnet. 

Die Tabelle zeigt die gelisteten Fraunhoferlinien, 

gerundet auf 1 Å (Quellen: Tabelle: NASA, Grafik: Wikipedia). 

Linienbez. Element Wellenlänge Å 

A – Band O2 7594 - 7621 

B – Band O2 6867 - 6884 

C H (α) 6563 

a – Band O2 6276 - 6287 

D 1, 2 Na 5896 & 5890 

E Fe 5270 

b 1, 2, 3 Mg 5184/73/69 

F H (β) 4861 

d Fe 4668 

e Fe 4384 

f H (γ) 4340 

G – Band CH 4300 - 4310 

g Ca 4227 

h H (δ) 4102 

H Ca II 3968 

K Ca II 3934 

Unten: Originalzeichnung des Sonnenspektrums von Joseph Fraunhofer. Im Gegensatz zu 

dieser Darstellung gilt heute die Konvention, dass der blaue Bereich des Spektrums links 

und der rote rechts dargestellt werden soll. Verblüffend visionär erscheint der hier eingezeichnete, 

geschätzte Intensitätsverlauf des Pseudokontinuums über dem Spektralstreifen! 

Solche Profildarstellungen, in heutigen Versionen normiert/kalibriert und mit den Spektrallinien 

überprägt, findet man in Publikationen erst wieder seit den letzten ca. 40 Jahren!


5 Übersicht und Merkmale stellarer Spektralklassen 

5.1 Die Temperatursequenz 

Die grobe, eindimensionale Bestimmung der Spektralklassen O, B, A, F, G, K, M, ist einfach 

und bereits für leicht fortgeschrittene Amateure möglich. Diese Buchstabensequenz, welche 

noch in dezimale Subklassen unterteilt wird, folgt direkt der abnehmenden Oberflächentemperatur 

der klassierten Sterne, beginnend von den sehr heissen O- Typen mit mehreren 

10‘000 K bis zur kühlen M- Kategorie mit ca. 2‘400 – 3‘500 K. Die Sonne ist mit ca. 

5‘800 K als G2 klassiert. 

Spektrale Unterscheidungskriterien sind markante Merkmale wie Linien in Absorption oder 

Emission, welche bei bestimmten Klassen prominent auftreten und bei anderen ganz fehlen. 

Die folgende Darstellung zeigt überlagerte Beispielspektren der gesamten Klassensequenz 

von O – M. Hier sind die Originalprofile der Sterne zu sehen (200L Gitter), welche zur 

Vorstellung der einzelnen Spektralklassen verwendet wurden. So ermöglicht diese Auflösung 

bereits die Identifikation der intensivsten und daher auch meistdokumentierten Spektrallinien. 

Weiter kann auch grob der Einflussbereich einiger Elemente resp. Ionen und Moleküle 

auf die verschiedenen Spektralklassen abgeschätzt werden. 

Tafel 01 zeigt diese Überlagerung mit den synthetisch gewonnen Spektralstreifen, Tafel 02 

dasselbe mit Intensitätsprofilen, welche alle auf denselben Abschnitt normiert worden sind. 

Was hier deutlich auffällt: 

– im oberen Drittel der Tafel (B2–A5) die starken Linien der H- Balmerserie, d.h. Hα, Hβ, 

Hγ etc. Am stärksten treten sie beim Typ A2 in Erscheinung. Von dort aus werden sie gegen 

oben und unten zunehmend schwächer. 

– im unteren Viertel der Tafel (K5–M5) die auffälligen, molekularen Bandenspektren, 

hauptsächlich infolge des Titanoxids (TiO). 

– knapp unterhalb der Hälfte relativ „fade“ erscheinende Spektren (F5–K0), allerdings gespickt 

mit zahlreichen feinen Metallinien. Markant sind hier aber die Na I Doppellinie 

(Fraunhofer D1,2) und im Blaubereich die gegen unten eindrücklich kräftiger werdenden 

Fraunhofer Ca II Linien (K+H). Letztere, bei λ 3968, verdrängt ab ca. der F-Klasse die 

schwächer werdende Hε Wasserstofflinie bei λ 3970. Zudem ist die H- Balmerserie gegen 

unten immer schwächer ausgeprägt. 

– Zuoberst ist noch die extrem heisse O-Klasse mit sehr wenigen, feinen Linien, meist ionisiertes 

Helium (He II) sowie ein- bis mehrfach ionisierte Metalle. Die H- Balmerserie ist 

hier, infolge der extremen Temperaturen, nur schwach ausgeprägt. Die erdatmosphärisch 

bedingten H2O und O2 Absorptionsbänder sind in dieser Klasse am kräftigsten ausgebildet, 

da der Strahlungsschwerpunkt im Ultravioletten liegt und diese Linien im nahen 

Infrarot nur marginal überprägt werden. Im Gegensatz dazu liegt bei den kühlen (späten) 

Spektralklassen die maximale Strahlungsintensität im Infraroten, weshalb sich hier die 

stellaren, molekularen Titanoxidbänder gegenüber den tellurischen durchsetzen können. 

– Die Doppellinie des neutralen Natriums Na I (Fraunhofer D1,2) ist in den Spektren der 

heissen Sterne (ca. Klassen A – O) zwingend interstellaren Ursprungs. Neutrales Natrium 

hat eine sehr niedrige Ionisationsenergie von nur 5.1 eV (siehe Tabelle Kap. 30) und 

kann deshalb nur in den Atmosphären relativ kühler Sterne bestehen. Die Wellenlängen 

des ionisierten Na II liegen bereits im Ultraviolett Bereich und sind daher für Amateurausrüstungen 

unsichtbar.


TAFEL 01 

O9.5 

B1 

B7 

A1 

A7 

F0 

F5 

G2 

G8 

K1.5 

K5 

M1.5 

M5 

Alnitak 

25‘000°K 

Spica 

22‘000°K 

Regulus 

15‘000°K 

Sirius 

10‘000°K 

Altair 

7‘550°K 

Adhafera 

7‘030°K 

Procyon 

6330°K 

Sonne 

5‘700°K 

Vindemiatrix 

4‘990°K 

Arcturus 

4‘290°K 

Alterf 

3‘950°K 

Antares 

3‘600°K 

Rasalgethi 

3‘300°K 

Hδ 4101 

Hε 3970 

K 

Ca ll H 

Übersicht Spektralklassen 

Hγ 4340 

He I 4388 

He I 4471 

Ca I 4227 

CH 4300 

C III 4647/51 

Hβ 4861 

He I 4922 

He I 5016 

He I 50486 

TiO 

Mg l 5167-83 

„Mg Triplet“ 

He II 5411 

TiO 

TiO 

He I 5876 

Na I 5890/95 

TiO 

TiO 

Telluric O 2 

TiO 

He I 6678 

Hα 6562 

©Richard Walker 2010/05


TAFEL 02 

O9.5 

B1 

B7 

A1 

A7 

F0 

F5 

G2 

G8 

K1.5 

K5 

M1.5 

M5 

Alnitak 

25‘000° 

Spica 

22‘000° 

Regulus 

15‘000° 

Sirius 

10‘000° 

Altair 

7‘550° 

Adhafera 

7‘030° 

Procyon 

6330°K 

Sonne 

5‘700° 

Vindemiatrix 

4‘990° 

Arcturus 

4‘290° 

Alterf 

3‘950° 

Antares 

3‘600° 

Rasalgethi 

3‘300° 

K 

Hδ 4101 

Hε 3970 

Ca ll 

H 

Übersicht Spektralklassen 

Hγ 4340 

He I 4388 

He I 4471 

Ca I 4227 

CH 4300 

Fe l/Ca l 4455 - 59 

Fe l/Ca l 4526 - 29 

C III 4647/51 

TiO 

Hβ 4861 

He I 4922 

He I 5016 

He I 5048 

TiO 

TiO 

Fe l/Ca l 5270 

Mg l 5167-83 

„Mg Triplet“ 

Fe l 5328 

He II 5411 

TiO 

TiO 

He I 5876 

Na I 5890/95 

TiO 

TiO 

Telluric O 2 

TiO 

Hα 6563 

He I 6678 

TiO 



5.2 Die Leuchtkraftklassen 

Sterne können innerhalb derselben Spektralklasse massiv verschiedene, absolute Leuchtkräfte 

aufweisen, ein Effekt der auf die unterschiedlichen Entwicklungsstadien zurückgeführt 

werden kann. Seit 1943 wird daher die Spektralklasse mit römischen Ziffern um eine 

zusätzliche 2. Dimension erweitert – die sog. sechs Leuchtkraftklassen (luminosity classes). 

Die Sonne wird in diesem System mit G2V klassiert, da sie mit der Leuchtkraftklasse V noch 

auf der Hauptreihe steht. 

Leuchtkraftklasse 

(luminosity class) 

Sterntyp 

I Überriesen (Luminous Supergiants) 

Ia-0, Ia, Iab, Ib Unterteilung der Überriesen nach abnehmender Leuchtkraft 

II Helle Riesen (Bright Giants) 

III Normale Riesen (Normal Giants) 

IV Unterriesen (Subgiants) 

V „Gewöhnliche“ Zwerg- oder Hauptreihensterne 

(Dwarfs, Main Sequence) 

VI Unterzwerge (Subdwarfs) (wird selten verwendet, da 

spezifiziert über Prefix) 

VII Weisse Zwerge (White Dwarfs) (wird selten verwendet, da 

spezifiziert über Prefix) 

5.3 Suffixe, Prefixe und Spezialklassen 

Weiter werden mit zusätzlichen Kleinbuchstaben, angebracht als Prefix oder Suffix, aussergewöhnliche 

Phänomene, wie z.B. ein überdurchschnittlich hoher Metallgehalt oder das 

Auftreten von Emissionslinien, etc. bezeichnet. Einige Zusätze sind allerdings überbestimmend, 

da z.B. Riesen, im Gegensatz zu den Unterzwergen und Weissen Zwergen, ja bereits 

über die Leuchtkraftklasse spezifiziert werden. Solche Bezeichnungen werden auch kaum je 

angewendet. Mit zusätzlichen Grossbuchstaben werden noch Spezialklassen bezeichnet. 

Beispiele: Sirius A: A1 Vm, metallreicher Hauptreihenstern (Zwerg) der Spektralklasse A1 

Sirius B: DA2, Weisser Zwerg („Dwarf“ oder „Degenerate“) der Klasse A2 

Omikron Andromedae: B6 IIIep, 

Omikron Ceti (Mira): M7 IIIe 

Kapteyn‘s star: sd M1 V, („Subdwarf“ der Klasse M1 V) 

P Cygni: B2 Ia pe


Suffixe 

s Scharfe Linien 

b Breite Linien 

a Normale Linien 

c Besonders scharfe 

Linien 

comp Zusammengesetztes 

Komposit Spektrum 

e H- Emission bei B- und 

O Sternen 

f He- und N- Emission bei 

O Sternen 

em Metallische 

Emissionslinien 

k Interstellare 

Absorptionslinien 

m Starke Metallinien 

n / nn Diffuse Linien/ 

stark diffuse Linien infolge 

hoher Rotationsgeschwindigkeit 

wk weak lines 

schwache Linien 

p, pec peculiar spectrum 

besonderes Spektrum 

sh shell, Hülle 

v variation in spectrum 

Fe, 

Mg… 

Relativer Überschuss 

oder Defizit (–) des Elementes 

Präfixe 

d Dwarf, Zwergstern 

sd Subdwarf (Unterzwerg) 

g giant (Riesenstern) 

Spezialklassen 

Q Novae 

P Planetarischer Nebel 

D Dwarf (Weisser Zwerg) 

+ Zusatz O, B, A… für die 

Spektralklasse 

W Wolf-Rayet- Sterne 

+ Zusatzbuchstaben für C-, N- 

und O- Linien (siehe Kap. 8) 

S Sterne mit Zirkoniumoxid – 

Absorptionsbändern 

(siehe Kap. 21) 

C Kohlenstoffsterne 

(siehe Kap. 22) 

L, T, Braune Zwerge 

Y Theoretische Klasse für Braune 

Zwerge< 600 K 

Die Spezialklassen P (Planetarische Nebel) und Q (Novae) haben sich nicht durchgesetzt 

und werden kaum mehr verwendet. 

Diese Suffixe werden nicht immer konsequent so angewandt. Oft sieht man andere Varianten. 

Bei Hüllensternen kann z.B. auch pe, oder shell angehängt sein.


6 Vorkommen der Elemente und Moleküle im Spektrum 

Das Spektrum eines Sterns wird in erster Linie bestimmt durch die Temperatur seiner Photosphäre. 

Diese Temperatur definiert direkt die Spektralklasse im HRD. Erst in zweiter Linie 

kommen die Dichte der Sternatmosphäre, abhängig vor allem von der Leuchtkraftklasse, 

sowie das spezifische Vorkommen bestimmter „Metalle“ zum Zug. Ein weiterer, einflussreicher 

Parameter ist die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns, welche, infolge des Dopplereffektes, 

die Spektrallinien verbreitert und gleichzeitig deren Intensität abschwächt. 

Das folgende Diagramm ist für die Spektroskopie ähnlich 

wichtig wie das HRD. Es zeigt grob das Vorkommen 

und die Intensität (EW) charakteristischer 

Spektrallinien, in Abhängigkeit von der Spektralklasse, 

resp. der Oberflächentemperatur eines Sterns. Letztere 

bestimmt die Ionisierungsstufe und den –grad der linienerzeugenden 

Elemente [30]. Die Grundlagen dazu 

wurden 1925 von Cecilia Payne Gaposhkin (1900 – 

1979) entwickelt, gemäss Otto Struve „in der brilliantesten, 

je geschriebenen, astronomischen Dissertation“. 

Sie war die erste, welche die Gesetze der Atomphysik 

auf das Studium stellarer Atmosphären anwandte und daraus schloss, dass Wasserstoff 

und Helium die meist verbreiteten Elemente im Universum sind. Dadurch wurde auch 

die alte Hypothese widerlegt, dass das Material der Sonne gleich zusammengesetzt sei, wie 

dasjenige der Erde. Neben dieser wissenschaftlichen Karriere war sie noch Mutter von drei 

Kindern. 

Dieses Diagramm ist nicht nur für die Bestimmung der Spektralklasse sehr wertvoll, da es 

auch bei der Linienidentifikation vor groben Interpretationsfehlern bewahrt. So wird z.B. sofort 

klar, dass die Photosphäre der Sonne (Spektraltyp G2V) einige tausend Grad zu kalt ist, 

um im normalerweise zugänglichen Photosphärenspektrum die neutrale Heliumlinie He I in 

Absorption erscheinen zu lassen. Ebenso zeigt es, dass die Wasserstofflinien der Balmerserie 

als einzige, wenn auch in stark unterschiedlicher Intensität, über sämtliche Spektralklassen 

sichtbar bleiben. Lediglich bei den späten M–Klassen werden sie zunehmend von 

intensiven TiO (Titanoxid) Absorptionsbändern überprägt. Die Beispiele Sirius (A0) und Regulus 

(B7V) zeigen aber, dass gerade der Einflussbereich der Fe Linien deutlich weiter nach 

links verläuft, als in diesem Diagramm angegeben wird.


7 Spektralklasse O 

7.1 Überblick 

Die O-Klasse versammelt die massereichsten, 

heissesten und gleichzeitig kurzlebigsten Sterne 

des Universums. Am Ende ihres kurzen Lebens 

werden sie, infolge ihrer enormen Masse, alle 

unweigerlich in einer SN Explosion enden. Zurück 

bleibt dann lediglich ein sehr kleiner, extrem 

kompakter Neutronenstern oder ein 

Schwarzes Loch. Diese blau erscheinenden, extremen 

Sterntypen sind sehr selten, d.h. für die 

Milchstrasse werden lediglich ca. 20‘000 Vertreter 

des O-Typus geschätzt. Dass im Sternbild 

Orion, in über 1000 Lj Entfernung, trotzdem 

zwei sehr helle Vertreter sichtbar sind, ist ihrer 

enormen absoluten Leuchtkraft zu verdanken. 

Die scheinbare Helligkeit beträgt bei Alnitak 

(ζ Ori): 1.8 m und bei Mintaka (δ Ori): 2.4 m . Diese 

Sterne tragen alle eine späte O-Klassierung. Helle 

Vertreter früher O-Typen findet man nur am Südsternhimmel, z.B. Naos (ζ Pup) 2.3 m ). Die 

Liste rechts zeigt O- klassierte Sterne mit einer scheinbaren Helligkeit V ab ca. 5 m , welche 

für durchschnittlich ausgerüstete Amateure spektroskopisch noch gut erreichbar sind. 

Zwei weitere Orionsterne ε- (Alinlam), und κ- (Saiph), verfehlen mit B0 die O-Klassierung 

nur sehr knapp. Deutlich schwächer sichtbar, aber auch einiges weiter entfernt, ist der 

Mehrfachstern θ 1 Ori. Dessen C-Komponente θ 1 HD Name Klassierung V 

Ori C hat die Spektralklasse O6pe v und 

spielt eine dominante Rolle bei der Ionisierung von Teilbereichen des Orionnebels M42. 

m 

24912 

30614 

36486 

Menkhib, ξ Per 

α Cam 

Mintaka, δ Ori 

O7.5 III e 

O9.5 Ia e 

O9.5 II+B0III 

4.1 

4.3 

2.4 

36861 Meissa, λ Ori O8 III 3.4 

37022 Θ1 Ori C O6 pe v 5.1 

37043 Nair al Saif, ι Ori O9 III 2.8 

37468 σ Ori, O9.5 V 3.8 

37742 Alnitak, ζ Ori O9.5 Ib 1.8 

47839 15 Mon O7 Ve 4.6 

57060 

57061 

66811 

149757 

203064 

29 CMa 

30 CMa 

Naos, ζ Pup 

ζ Oph 

68 Cyg 

O7 

O9 Ib 

O4 I f(n) p 

O9.5 V n 

O7 III n(f) 

5.0 

4.4 

2.3 

2.6 

5.0 

Diese auffällige Ansammlung extrem massereicher Sterne – man spricht von sog. OB- 

Assoziationen – ist noch nicht voll verstanden. Andere, etwas kleinere Cluster, befindet sich 

z.B. im Skorpion, Perseus und im Schwan. Zusammen mit weiteren Gruppen bilden diese 

den sog. „Gould Belt“, welcher ca. 20° gegen die galaktische Ebene geneigt ist und einen 

Durchmesser von etwa 2000 Lj aufweist. Unsere Sonne liegt etwas ausserhalb des Zentrums, 

aber grob noch innerhalb der Ringebene [700]. 

Grafik: New Scientist


7.2 Eckdaten für die frühen bis späten O-Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der O-Klasse im 

Vergleich zur Sonne () gem. [701] und anderen Quellen. 

Masse 

M/M 

Verweildauer 

Hauptreihe [J] 

Temperatur 

Photosphäre [K] 

Radius 

R/R 

Leuchtkraft L/L 

60 – 20 1 – 10 Mil 50‘000–25‘000 15 – 9 800‘000 – 90‘000 

Die O- Klasse ist nach oben offen. Gegenwärtig liegt die Top-Klassierung bei O3 mit einer 

Oberflächentemperatur von ca. 50‘000 K [1]. Die späte O9- Klasse wurde noch in dezimale 

Subklassen unterteilt. 

7.3 Spektrale Merkmale der O-Klasse 

Hier dominieren Spektrallinien mit vergleichsweise schwacher Intensität von ein- bis mehrfach 

ionisierten Elementen. Die extrem hohen Temperaturen lassen, neben neutralem Helium 

He I, verbreitet auch Linien des ionisierten He II erscheinen, bei frühen O-Klassen auch 

als Emissionslinie. Das Auftreten von He II im Spektrum galt früher als Hauptkriterium für 

die Definition der O-Klasse [2]. Heute kann dieses in höher aufgelösten Spektren auch in 

der B0-Klasse noch nachgewiesen werden. Weiter ist auch doppelt ionisiertes C III, N III, 

O III und dreifach ionisiertes Si IV zu sehen. Infolge des zu hohen Ionisationsgrades ist die 

H-Balmerserie bei diesen Extremtemperaturen nur noch schwach ausgeprägt [30]. Beim 

Auftreten deutlicher H Emissionslinien wird die Klassenbezeichnung mit dem Suffix „e“ ergänzt. 

Wenn He und/oder N in Emission zu sehen sind, wird der Suffix „f“ angefügt. Sterne 

der Klassierung Of scheinen das Bindeglied zu bilden zwischen der O-Klasse und den 

Wolf-Rayet, ev. auch den LBV Sternen (siehe Kap. 8/10). Die Grafik zeigt qualitativ den theoretischen 

Kontinuumsverlauf eines synthetischen O9V Standardsterns (Vspec 

Tools/Library), dessen Intensitätsmaximum im UV Bereich liegt. 

7.4 Generelle Bemerkung zur Klassifikation von O–Sternen 

Wohl in keiner anderen Spektralklasse sind, selbst zwischen renommierten Datenbanken, 

so unterschiedliche Einstufungen wie in der O-Klasse zu finden. Vielleicht kann dies auch 

mit den typischerweise veränderlichen spektralen Merkmalen begründet werden. Dies betrifft 

besonders die Suffixe. Aber auch die dezimalen Subklassen können beträchtlich streuen. 

Bei den frühen Klassen findet man häufig keine Angabe der Leuchtkraftklasse.


7.5 Kommentierte Spektren 

Tafel 1: Alnitak (ζ Ori) und Mintaka (δ Ori) 

Zeigt zwei breitbandige Übersichtsspektren (DADOS Spektrograf und 

200L Gitter), zur Demonstration der typischen Merkmale der späten 

O-Klasse. 

Alnitak (1200 Lj) gehört mit der Spektralklasse O9.5 Ib zur unteren 

Stufe der sog. Überriesen (Super Giants). Die Wikipedia Grafik zeigt 

den Grössenvergleich zur Sonne. 

Mintaka (1200 Lj) liegt als Heller Riese (Bright Giant) mit der Klasse O9.5 II nur knapp darunter. 

Beide Sterne sind dominierende Komponenten von Mehrfachsystemen. Ihre Oberflächentemperatur 

beträgt je ca. 25‘000 K. Trotz des minimalen Klassenunterschiedes sind 

bereits in diesen niedrig auflösenden Spektren Unterschiede festzustellen (siehe unten). 

Tafel 2: Detailspektrum Alnitak (ζ Ori) 

Zeigt für Alnitak (1200 Lj), einem Vertreter der späten O-Klasse, zwei höher 

aufgelöste Spektralabschnitte im Blau- und Rotbereich (900L Gitter). Hier ist 

auch das unterscheidende Hauptmerkmal zwischen den beiden Profilen von 

Tafel 1 deutlich zu sehen. Die Hα Linie bei λ 6562.82 ist hier als bilderbuchmässiges 

P-Cygni Profil, bestehend aus einem rot versetzten Emissions- und 

einem blau versetzten Absorptionsteil ausgebildet. Ein Hinweis auf den radial 

erfolgenden, stellaren Materieausstoss, wie er für einige Vertreter dieser extremen 

Klasse typisch ist. Die Wellenlängendifferenz dazwischen beträgt hier 

ca. 7 Å, was gemäss Dopplergesetz einer Expansionsgeschwindigkeit des 

Gases entspricht von ≈ 320 /. 

= ∆ 

∙ 

= Wellenlänge der Linie, = 300000 / (Lichtgeschwindigkeit) 

Weitere Infos siehe Tafel 13 für P Cygni oder [30]. 

Linienidentifikation: 

Die Identifikation basiert u. a. auf [1], [5], [51], [56], [57] 

Tafel 3: Θ 1 Ori C, HD37022 V=+5.13 m und 68 Cygni HD203064 V=+5.04 m 

Zeigt zwei scheinbar lichtschwache Vertreter der frühen bis mittleren O-Klasse, welche 

aber für durchschnittliche Amateurausrüstungen noch gut erreichbar sind (200L Gitter). 

Θ 1 Ori C (~1400 Lj) bildet die hellste Komponente des 

berühmten Trapezes in M42. Dieser stellare Gigant mit 

seinen sich ständig verändernden, spektralen Merkmalen, 

wird intensiv erforscht. Die interferometrische Studie 

[351] gibt einen guten Überblick über diese intensiven 

Bemühungen. Die Angaben zur Spektralklasse zeigen 

einen breiten Streubereich, z.B. O4–O6 pv [500], 

O5–O7 [351] oder O6 [506]. Die Sternmasse wird, je 

nach Quelle, auf ca. ca. 31–34 Sonnenmassen veranschlagt. 

Wie fast alle Sterne des Trapezes, hat auch 

Θ 1 Ori C mindestens einen Begleiter–hier der Spektral- 

Main Stars 

Trapezium Cluster 

D HD37023 

B0.5V 

C HD37022 

O6 

B HD37021 

B1V 

A HD37020 

B0.5V 

klasse O9.5, ev. B0, mit einer Umlaufperiode von ca. 11 Jahren. Seit kurzem wird noch ein 

weiterer, sehr eng umlaufender Begleiter, mit ca. einer Sonnenmasse und einer Periode von 

~50 Tagen vermutet. Die Angaben für die Oberflächentemperaturen schwanken etwa im 

N 

W


Bereich der Spektralklassen zwischen 39‘000K und 45‘000K. Diese C-Komponente ist für 

ca. 80% der gesamten Photonenmenge [223] verantwortlich, welche die H II Region des 

Orionnebels anregt (siehe auch Tafeln 80/80A)! Die meisten Absorptionslinien erscheinen 

hier ähnlich wie bei Alnitak und Mintaka. Auffällig ist Hβ, weil die im umgebenden Nebel 

erzeugte Emissionslinie aus der breiten, photosphärischen Absorptionssenke des Sterns 

herauswächst. Auch die beiden [O III] Emissionen müssen vom Nebel stammen, da die 

heisse und relativ dichte Sternatmosphäre keinesfalls „verbotene“ Linien generieren kann. 

Die Hα Emission stammt ebenfalls von der Rekombination der umgebenden H II Region 

(siehe Kap. 24) und verschleiert hier die stellar erzeugte Linie. 

Θ 1 Ori C sollte sinnvollerweise mit Autoguiding aufgenommen werden, um das Nachführen 

auf den richtigen Trapezstern sicherzustellen. Die Ausrichtung der Spaltachse sollte entsprechend 

optimiert werden. Die Skizze oben erleichtert die Orientierung. Belichtungszeit 

für das Spektrum in Tafel 3: 340 Sekunden. 

68 Cygni (~2300 Lj) ist umgeben von der schwach ausgeprägten H II Region Sharpless 

119. Dort ist er der hellste von insgesamt ca. 6 ionisierenden Sternen. Die meisten Quellen 

klassieren diesen Stern mit ca. 30 Sonnenmassen und einer Oberflächentemperatur von ca. 

35‘000K als O7 III n(f) [505]. Of Sterne gelten als Übergangsstadium zu Wolf Rayet Sternen 

und zeigen z.B. He und N Linien in Emission – ein klares Zeichen, dass Materie abgestossen 

wird. Als Klassifikationslinien für den Typ Of gelten hier der Blend von N III λλλ 

4634–40–42 und He II λ4686 [2]. Da hier nur N III in Emission erscheint, gilt 68 Cygni als 

„milder“ Of Stern, weshalb meistens der Suffix „f“ in Klammern() gesetzt wird [2]. Beim intensivsten 

Of Stadium sind sowohl N III als auch He II in Emission zu sehen. Die im Vergleich 

zu den O9 Typen intensiven C IV Linien (λλ5801/5812) zeigen, dass es sich hier, wie 

auch bei Θ 1 Ori C um einen eher frühen Vertreter der O-Klasse handeln muss. C IV benötigt 

mit 47.9 eV fast die doppelte Ionisierungsenergie wie He II! 

Gemäss [505] durchlief 68 Cygni ca. 1959–70 auch eine Phase mit Hα in Emission. Infolge 

der hohen Eigenbewegung gilt er als sog „Runaway Star“ und soll aus der OB2 Region Kepheus 

stammen. Als mögliches Szenario wird die Beschleunigung durch die Supernova Explosion 

eines Begleiters diskutiert, wobei möglicherweise das verbliebene schwarze Loch 

mit heute 3 Sonnenmassen immer noch sehr eng um den Stern kreist. Äquivalentbreitenschwankungen 

von Spektrallinien lassen auf eine mögliche Umlaufperiode von ca. 5 Tagen 

schliessen. Diese Infos stammen hauptsächlich aus [352].


TAFEL 1 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

Na I 5889/95 

He I 5875.6 

O III 5592.37 

He II 5411.52 

He I 5047.74 

He I 5015.68 

He I 4921.93 

Hβ 4861.33 

He I 4713.15 

C III 4647 /51 

He II 4541.59 

He I 4471.48 

He I 4387.9 

Hγ 4340.47 

He II/N lll 4200 

He I 4143.76 

Hδ 4101.74 

He I 4025.5 

Hε 3970.07 

Interstellar 

Mintaka δ Ori O9.5 II 

I=0.7 

Interstellar 

Alnitak ζ Ori O9.5 Ib 

I=0.7 



TAFEL 2 

C III 4647 - 51 

N ll/Nlll 4630-34 

OII 4609/10 V 

O II 4596.17 

O II 4590.97 

Si III 4574.78 

Si III 4567.87 

Si III 4552.65 

He II 4541.59 

N III 4511/15 

Mg ll 4481 

He I 4471.48 

O II 4416.98 

O II 4414.91 

He I 4387.9 

N III 4379.09 

O II 4366.9 V 

Hγ 4340.47 

O II 4315/17 

O II 4302.81 V 

O II 4276-95 

O II 4254 


O II 4185.46 

Fe ll 4151.6 V 

He I 4143.76 

Si IV 4116.1 

Hδ 4101.74 

Si IV 4088.86 

O II 4070 

He I 4025.5 

He I 4009.27 

N ll 3995 

O II 3983 

Hε 3970.07 

He l/O lII 3962/65 

He I 4713.15 

He II 4685.68 

Alnitak ζ Ori O9.5 Ib 

He I 4120.81 

O II 4075.87 

I=0.6 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

N II 5932/42 

Na I 5895.92 

Na I 5889.95 

He I 5876.0 

C lV 5812.14 

C lV 5801.51 

Interstellar 

©Richard Walker 2010/05 

I=0.6


TAFEL 3 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

Na I 5889/95 

He I 5875.6 

C III 5696 

O III 5592.37 

He II 5411.52 

He I 5047.74 

He I 5015.68 

He I 4921.93 

Hβ 4861.33 

He I 4713.15 

He II 4685.68 

N III 4634-42 

He II 4541.59 

N III 4511/15 

He I 4471.48 

He I 4387.9 

Hγ 4340.47 

O II 4276-95 


He I 4143.76 

Hδ 4101.74 

He I 4025.5 

Hε 3970.07 

H8 3889.05 

H9 3835.38 

Interstellar 

C lV 5812.14 

C lV 5801.51 

68 Cygni O7III n(f) 

C III 4647 /51 

N V 4604-4620 

Diffuses ISM Band 

I=0.8 

Emissionslinien des Orionnebels M42 

Interstellar 

N II 5932/42 

Θ 1 Ori C O6 pv 

I=0.8 



8 Wolf Rayet Sterne 

Die französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet entdeckten 1867 sehr seltene 

Sterne, deren Spektren vorwiegend durch massiv verbreiterte, intensive Helium- 

Emissionslinien und die fast vollständige Absenz von Wasserstoff auffallen. Diese Objekte 

bilden heute eine eigene Sternkategorie, welche das Endstadium massereicher O- und sehr 

früher B- Sterne markiert. In dieser Phase wird die gesamte äussere Wasserstoffhülle mit 

Geschwindigkeiten von >2000 km/s abgestossen und an der Sternoberfläche befinden sich 

nun die extrem heissen, schalenförmigen, ehemaligen nuklearen Fusionszonen, wo neben 

Helium He, noch diverse Metalle gebildet wurden. Auf seinem finalen Gang zur SN der Kategorie 

1b oder 1c werden, ähnlich dem Schälen einer Zwiebel, diese Schichten nun von 

oben nach unten freigelegt. Daher unterscheidet sich das Spektrum nun drastisch vom früheren 

O- oder B-Stadium. Zu den breiten Linien ionisierten Heliums He ll gesellen sich mehrere 

Emissionen des extrem stark ionisierten Metalls der gerade an der „Oberfläche“ freigelegten 

Schicht, welche die Klassierung der WR Sterne prägt. Ein starkes Indiz für die extrem 

hohen Temperaturen und die entsprechenden Anregungsenergien, welche damit verbunden 

sind (Tabelle Kap. 30). Wasserstoff kann bei WR Sternen kaum nachgewiesen werden. 

WN: WR Sterne mit Stickstoffemissionen, 

WC: mit Kohlenstoffemissionen 

WO: mit Sauerstoffemissionen (sehr selten). 

Analog zu den normalen Spektralklassen werden auch diese 

hier in dezimale Subklassen unterteilt. Das HST Bild 

(NASA) zeigt WR 124 und seine expandierende Sternhülle, 

Spektralklasse WN8, mit ca. 20 Sonnenmassen, im Sternbild 

Pfeil. Der Stern stösst seit etwa 10‘000 Jahren seine 

Hülle mit ca. 2000 km/s ab. Der Rest dieser bizarren, stellaren 

„Monster“ mit ca. 10 bis 80 Sonnenmassen und Oberflächentemperaturen 

von 30‘000 – 100‘000 K, implodiert 

bei einer SN Explosion meistens zu einem schwarzen Loch. 

Vergleichbare Spektren zeigen auch ca. 10% der Zentralsterne von Planetarischen Nebeln, 

welche ebenfalls WR-Klassierungen tragen (WRPN). Deren absolute Helligkeit ist allerdings 

deutlich geringer und sie werden wesentlich unspektakulärer als Weisse Zwerge enden. 

Mit einer scheinbaren Helligkeit von 1.74 m und der Spektralklasse WC8 ist γ Velorum am 

Südsternhimmel der hellste WR Vertreter. Auf der Nordhemisphäre ist vor allem im Sternbild 

Schwan eine Konzentration solcher Sterne zu finden, welche Mitglieder der Cygnus OB 

Assoziationen sind. Hier versammeln sich nicht weniger als 23 WR Sterne wovon 14 als 

WN, 8 als WC, und lediglich einer als WO klassiert ist. Die beiden hellsten erreichen eine 

scheinbare Helligkeit von ca. 6–7 m und sind damit auch für durchschnittlich ausgerüstete 

Amateure noch mit einem Spaltspektrografen erreichbar. Als glücklicher Zufall sind damit 

auch gleich die beiden Haupttypen WN und WC vertreten! Beide Kategorien zeigen innerhalb 

ihrer Subklassen z. T. dramatisch unterschiedliche Profile. Deshalb folgt hier eine 

Übersicht mit Emissionslinien (Klassifikationslinien), welche bei WR-Sternen schon identifiziert 

worden sind, gemäss Karel van der Hucht [232]: 

WN Sterne: 

He I 3888, He I 4027, He I 4471, He I 4921, He I 5875, He II 4200, He II 4340, 

He II 4541, He II 4686, He II 4861, He II 5411, He II 6560, N II 3995, N III 4634–4641 

N III 5314, N IV 3479–3484, N IV 4058, N V 4603, N V 4619, N V 4933–4944. 

WC Sterne: 

C II 4267, C III 5696, C III/C IV 4650, C IV 5801–12, O V 5572–98, He siehe WN Sterne.


Tafel 5: Wolf-Rayet Sterne WR 133 und WR 140 

Zeigt zwei breitbandige Übersichtsspektren (DADOS Spektrograf und 200L Gitter), zur Demonstration 

der WR Subtypen WN und WC. 

Das Vorkommen und die Intensität der Emissionslinien informiert über die chemische Zusammensetzung 

und die gewaltige Anregungsenergie des WR Sterns. Siehe dazu die Tabelle 

in Kap. 30: Erforderliche Ionisationsenergie der einzelnen Elemente. 

WR 133 Spektralklasse WN4: HD 190918 

J2000 RA: 20h 05‘ 57.3‘‘ Dec: +35° 47‘ 18.2“ V=+6.78 m 

In ca. 6500 Lj Entfernung versteckt sich der intensiv erforschte 

WR 133 im Sternbild Schwan unauffällig in den zentralen Mitgliedern 

des offenen Sternhaufens NGC 6871. Trotz „Goto Steuerung“ 

besteht hier die Gefahr, den falschen Stern zu spektroskopieren – 

was aber im Spektrum dann schlagartig erkennbar wird. Vor allem 

die hellen He ll „Emissionsknoten“ sind kaum zu übersehen. 

WR133 

WR 133 bildet mit einem O9 l Überriesen einen spektroskopischen Doppelstern (SB2) mit 

einer Umlaufperiode von ca. 112 Tagen. Deshalb sehen wir hier ein Komposit Spektrum, 

welches aber klar durch die Emissionslinien von WR 133 dominiert wird (rot beschriftet). 

Auffällig sind hier die zahlreichen Linien unterschiedlich hoch ionisierten Stickstoffes, verantwortlich 

für die Klassierung WN. Einzig eine schwache Kohlenstoff Emission ist hier zu 

sehen, C lV bei λ 5801–12 [230]. Sie ist markant schwächer als beim WC Typen WR 140. 

Vom Begleiter stammen hier einzelne Absorptionslinien der H-Balmerserie (schwarz beschriftet), 

wie Hδ und Hε, einzelne Heliumlinien. Die Natrium Doppellinie ist hier interstellaren 

Ursprungs [344]. Das Kontinuum ist hier, im Vergleich zum unten vorgestellten WR 

140, relativ intensiv. Die Publikationen [232] und [233] zeigen, wie aus dem Vergleich der 

einzelnen Linienintensitäten auf die dezimale WR-Subklassierung geschlossen werden 

kann. 

Bei der kräftigen He ll Emission bei λ 6560 besteht die akute Gefahr, dass sie als Hα Linie 

bei λ 6562 fehlinterpretiert werden könnte! Die intensivste Linie ist hier klar He ll bei 

λ 4686. Die Geschwindigkeit des Sternwindes lässt sich an der Halbwertsbreite FWHM der 

beiden intensiven He ll Emissionen abschätzen. Werden diese vom instrumental broadening 

[30] bereinigten Werte in die Dopplerformel eingesetzt, ergeben sich bei λ 4686 ≈ 

1800 / und bei λ 6560 ≈ 1500 /. In der Grössenordnung stimmen diese Zahlen 

gut mit Literaturwerten überein ( < 2000 /). Das Spektrum wurde mit dem 

90 cm CEDES Cassegrain Teleskop in Falera mit 4x30 Sekunden aufgenommen. 

Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [230] [231] [232] [233] [344].


WR 140 Spektralklasse WC7: HD 193793 

J2000 RA: 20h 20‘ 28” Dec: +43° 51‘ 16.3“ V=+6.93 m 

Ebenfalls im Sternbild Schwan bildet in ca. 4700 Lj Entfernung 

WR140 mit einem O4 V Hauptreihenstern ein spektroskopisches 

Doppelsternsystem (SB2) auf stark exzentrischer Umlaufbahn, 

mit einer Periode von ca. 2900 Tagen. Während den Periastron 

Phasen geniesst dieses System bei professionellen- und Amateurastronomen 

weltweit erhöhte Aufmerksamkeit, vor allem 

wegen der Effekte durch die Kollision der beiden Sternwinde 

(colliding wind binary) [346] [347]. Die Karte rechts zeigt das 

Sternmuster in unmittelbarer Umgebung des WR Sterns. Dieser 

steht relativ isoliert und ist deshalb wesentlich einfacher zu finden 

als WR 133. 

WR 140 

Das Komposit Spektrum wird hier klar von WR 140 dominiert, vermutlich auch deshalb, 

weil der Periastron Durchgang vom Januar 2009 zum Zeitpunkt der Aufnahme bereits mehr 

als 1½ Jahre zurücklag. Im Gegensatz zum sehr engen Doppelsternsystem WR 133 sind 

denn hier auch kaum Absorptionslinien zu sehen, ausser den bekannten tellurischen Linien 

und der Natrium Doppellinie, welche hier sicher interstellaren Ursprungs sind. Dass WR 

140 mit der Klassierung WC7 ein Vertreter der Kohlenstoff Variante ist, zeigen die zahlreichen 

Linien unterschiedlich hoch ionisierten Kohlenstoffs. Stickstoff ist hier nicht feststellbar. 

Die intensive C lll/C lV Emission bei λ 4650 bildet hier einen Blend mit der He ll Linie 

bei λ 4686. Dieser ist denn auch das auffälligste Merkmal des Spektrums, gefolgt von der 

C lV Emissionslinie bei λ 5801–12 und dem C lll „Buckel“ bei λ 5696. Die He ll Emission bei 

λ 6560 ist relativ schwach ausgeprägt. 

Das Spektrum wurde mit dem Celestron C8 /10x90 Sekunden aufgenommen. 

Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [230] [231] [232] [233] [344]. 

Infolge der Dominanz der Emissionslinien in den Spektren der WR Sterne, werden diese 

eher selten auch „Laser Stars“ genannt [200].


TAFEL 5 

N V 7102 - 29 

WR 133 HD190918 WN 4 

He ll 6560.1 

He ll 4685.7 

N V 4619.4 

N V 4603.2 

Telluric O 2 6870 

Telluric 

Na l5890/96 

He l 5875 

C lV 5801-12 

He ll 5411.52 

N V 4933/44 

Hβ 4861.33 

He l 4471 

Hγ 4340.47 

N lll 4097 

N lV 4057.8 

He l 4026.2 

Hε 3970.1 

H8 3889.1 

I=0.7 

WR 140 HD193793 WC 7 

C lll 7037 

He ll 6560.1 

Na l5890/96 

He ll 4685.7 

Clll / ClV 4650 

Telluric O 2 6870 

C lV 5801 - 12 

C lll 5696 

Telluric 

I=0.7 



9 Spektralklasse B 


Unterhalb der extremen O- Kategorie schliesst sich übergangslos die B-Klasse an. Mehrere 

der hellen Orionsterne sind frühe B0-Typen. Sie unterscheiden sich deshalb von den oben 

vorgestellten, späten O9.5 Sternen nur durch Finessen in den spektralen Details. Die blauweiss 

leuchtenden B-Sterne sind deutlich weniger massereich und heiss, leben dadurch 

aber wesentlich länger. Sie sind immer noch extrem leuchtkräftig, jedoch viel zahlreicher 

und dominieren einen namhaften Teil der helleren Sternbilder. Hier einige Beispiele: sämtliche 

hellen Plejadensterne, alle hellen Orionsterne ausser Alnitak, Mintaka und Beteigeuze, 

die hellen Sterne im Kopf des Skorpions, ausser Antares. Weiter zu erwähnen sind Regulus, 

Spica, Alpheratz sowie die schwächere, blaue Komponente des Doppelsterns Albireo B 

(B8V). Auch der berühmte, instabile LBV Riese P Cygni, sowie die meisten Vertreter der Be- 

und Be -Hüllensterne gehören zur B-Klasse. 

9.2 Eckdaten der frühen bis späten B Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der B-Klasse im 

Vergleich zur Sonne () gem. [701] und anderen Quellen (*). Hier ist auch die enorme 

Spannweite erkennbar, welche diese Klasse von den frühen B0- bis zu den späten B9- 

Typen abdeckt. Besonders eindrücklich ist der Unterschied bei der Leuchtkraft d.h. ca. Faktor 

550! Ein Hinweis darauf, weshalb die in der Grössenordung ca. 1000 Lj entfernten, frühen 

B-Sterne im Orion bei uns noch eine solch grosse Helligkeit zeigen können. Innerhalb 

dieser Klasse, d.h. bei ca. 8–10 Sonnenmassen, entscheidet sich auch, ob Einzelsterne in 

einer SN Explosion (Kat lb, Ic oder II) oder als Weisser Zwerg enden werden. 

Masse 

M/M 

Verweildauer auf 


Temperatur 


Radius 

R/R 

Leuchtkraft 

L/L 

18 – 3 10 – 400 Mil 25‘000(*) –10‘500 8.4 – 3.0 52‘000 – 95 

9.3 Spektrale Merkmale der B-Klasse 

Diese Klasse wird geprägt durch die Absorptionslinien von neutralem Helium He I, welche 

bei ca. B2 ihre Maximalintensität aufweisen und bis ca. B9 immer schwächer werden. Weiter 

dominieren Spektrallinien einfach ionisierter Metalle O II, Si II, Mg II. Gegen spätere 

Subklassen wird die Fraunhofer K- Linie von Ca II schwach sichtbar und die Wasserstoffabsorption 

der Balmerserie markant stärker. Das einfach ionisierte He II ist hier, infolge zu 

niedriger Temperatur und dadurch sinkendem Ionisationsgrad, nur noch bei der B0 Klasse 

sichtbar, bleibt da aber beschränkt auf die Hauptreihensterne (Leuchtkraftklasse V). Absorptionen 

von höher ionisiertem Silizium Si III und Si IV treten nur noch bis und mit Typ B2 

auf. 

In der B- Klasse sind häufig sog. „Fast Rotators“ zu finden. Bei solchen Sternen mit hoher 

Rotationsgeschwindigkeit (ca. 150 – 400 km/s) wird das Erscheinungsbild des Spektrums 

deutlich beeinflusst. Details siehe im Kommentar zu den Spektraltafeln. 

Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums liegt immer noch im UV Bereich, aber mit 

deutlich erhöhtem Anteil im sichtbaren Spektrum. Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf 

eines B6 lV Standardsterns gemäss Vspec Tools/Library. Rot markiert ist die 

hier erstmals auftretende, jedoch noch schwache Fraunhofer K- Linie des einfach ionisierten 

Kalziums Ca II.


K-Linie Ca ll 


Tafel 10: Alnilam (ε Ori) und Gienah Corvi (γ CrV) 

Die Entwicklung der B-Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines frühen 

und späten Spektraltypen mit breitbandigen Übersichtsspektren demonstriert (200L 

Gitter). 

Alnilam (1200 Lj) gehört mit der Spektralklasse B0 Iab zu den sog. Überriesen (Super Giants). 

Die Oberflächentemperatur beträgt ca. 25‘000 K. Der Stern stösst permanent Materie 

ab, was sich hier am typischen, wenn auch stark verkümmerten P Cygni Profil der Hα 

Linie ablesen lässt. Über dieses Detail existiert eine Dissertation [340], welche eine Zeitserie 

der Änderung des Linienprofils analysiert. Weitere Infos siehe Tafel 13, P Cygni. 

Gienah Corvi (165 Lj) ist mit B8lllp Hg Mn klassiert. Er steht somit im Riesenstadium und 

zeigt überdurchschnittlich hohe Metallanteile an Quecksilber (Hg) und Mangan (Mn) - bei 

dieser Auflösung hier jedoch nicht erkennbar. Für einen Riesen hat er eine erstaunlich hohe 

scheinbare Rotationsgeschwindigkeit von 150 km/s [506]. Dies verflacht die Spektrallinien, 

wie im folgenden Beispiel für Regulus noch detailliert gezeigt werden wird. Gemäss 

[506] erklärt genau dieser Effekt, weshalb die Metallüberschüsse bei Gienah Corvi erst spät 

entdeckt worden sind. 

Der Vergleich dieser Spektren zeigt eindrücklich den Wandel über die enorme Spanne von 

der frühen bis zur späten B-Klasse. Die He I Linien sind bei Gienah Corvi nur noch schwer 

auszumachen. Zudem werden sie jetzt bereits von zahlreichen, noch schwachen, einfach 

ionisierten oder bereits neutralen Metallabsorptionen überdeckt wie Fe I/II, Mg II, Ca I/II. 

Diese wirken, zusätzlich noch abgeflacht durch die enorme Rotationsgeschwindigkeit, jedoch 

sehr diffus. Gut erkennbar ist jedoch die markante Intensitätszunahme der 

H-Balmerserie. 

Sehr zaghaft zeigt sich hier bereits die Fraunhofer K Linie Ca II bei λ 3933. Die auffällige 

„Scharte“ der K-Linie im Kontinuumsgipfel zwischen Hε und H8, wird in der folgenden A- 

Klasse noch zunehmend kräftiger werden und in den mittleren bis späten Spektralklassen 

zum alles dominierenden Merkmal anwachsen! Ihre „Zwillingsschwester“ die Fraunhofer H 

bei λ 3968, hat hier noch keinerlei Chance, sich gegen die kräftige Hε Absorption bei λ 

3970 durchzusetzen.


TAFEL 10 

Telluric O 2 

Na I 5895.92 Interstellar 

Na I 5889.95 

He I 5876 

O III 5592.37 

He II 5411.52 

He I 5047.74 

He I 5015.68 

He I 4921.93 

Hβ 4861.33 

He I 4713.15 

C III 4647 - 51 

OII 4590/96 

Si III 4567.87 

Si III 4552.65 

He I 4471.48 

OII 4415/17 

He I 4387.9 

Hγ 4340.47 

OII 4276 - 95 

OII 4185/90 

He I 4143.76 

Hδ 4101.74 

He I 4025.5 

Hε 3970.07 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

N II 5932/42 

Alnilam ε Ori B0 Iab 

I=0.7 

Gienah Corvi γ Crv 

B8lllp Hg Mn 

Fe ll 4923.92 

Fe l/ll 4383/84 

Fe ll 4233/34 

Ca l 4226.73 

Fe ll 4172/78 

Ca II 3933.66 


I=0.5


Tafel 11: Auswirkung der Leuchtkraftklasse auf die Detailspektren der späten B-Klasse: 

Regulus (α Leo), φ Sagittarii und Rigel (β Ori). 

Regulus (77 Lj) ist mit B7V klassiert und steht, wie unsere 

Sonne, als sog. „Zwergstern“ noch auf der Hauptreihe. Er bildet 

die dominierende Komponente eines Vierfachsystems. 

Seine Oberflächentemperatur beträgt an den Polen ca. 15‘000 

K. Seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit am Äquator ist 

mit ca. 315 km/s sehr hoch, was in der späten B-Klasse jedoch 

nicht aussergewöhnlich ist. Bei Albireo B (B8Ve) beträgt 

diese z.B. 250 km/s [506]. Durch diesen Effekt werden bei 

Regulus die Spektrallinien zusätzlich verbreitert und der Stern 

stark abgeplattet. (Computergrafik nach W. Huang: Regulus im 

Grössenvergleich zur Sonne). Die Hα Linie ist hier bereits kräftig ausgebildet. 

φ Sagittarii (230 Lj) ist mit B8lll klassiert und somit ein sog. Normaler Riese. Seine Oberflächentemperatur 

beträgt ca. 12‘300 K. Seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird 

von Kaler [506] mit relativ niedrigen 52 km/s angegeben, was die Linienbreite im Spektrum 

bei dieser Auflösung kaum auffällig beeinflussen kann. 

Rigel (800 Lj) ist mit B8 lab klassiert und gehört somit zu den 

Überriesen. Er hat noch einen kleinen Begleiter, welcher auch 

in Amateurteleskopen sichtbar ist, unser Spektrum jedoch kaum 

beeinflusst (Foto NASA). Die Oberflächentemperatur beträgt ca. 

11‘500 K. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird, je 

nach Quelle, im Bereich von ca. 40–60 km/s angegeben. 

Der Vergleich dieser drei auf denselben Kontinuumsabschnitt 

normierten Spektren zeigt eine deutliche Intensitäts- und Breitenabnahme 

der H-Linien mit zunehmender Leuchtkraft. Umgekehrt 

dazu werden die Metallinien bei den Riesen intensiver 

und gleichzeitig schmaler, was infolge der dünneren Sternatmosphäre, und dadurch niedrigerem 

pressureund collision broadening, auch zu erwarten ist. Zusätzlich wirkt bei Regulus 

aber noch das sog. rotational broadening. Mit seiner scheinbaren Rotationsgeschwindigkeit 

von 315 km/s ist er ein ausgesprochener „Fast Rotator“. Dieser Wert ist damit ca. 

5–6x grösser als bei Rigel und φ Sagittarii. Bei Regulus werden dadurch speziell die feinen 

Metallinien zusätzlich verbreitert und deren Intensität deutlich reduziert. 

In einer Vorlesung hat F. Royer [401] diesen Effekt für die A-Klasse Sterne und die Mg ll Linie 

bei λ 4481 in einem Diagramm dargestellt (Linie in Tafel 11 mit roter Ellipse markiert). 

Durch diesen Effekt werden die Absorptionen bei Regulus zusätzlich „ausgebügelt“. Interessant, 

dass die Mg ll Linie auf Tafel 11 ein leicht anderes Verhalten zeigt als die direkt 

benachbarte He l Absorption bei λ 4471.48 Achtung: Dieses synthetische Spektrum ist für 

eine wesentlich höhere Auflösung gerechnet als in Tafel 11 dargestellt. Deshalb erscheinen 

dort, infolge des instrumental broadening, die Linien deutlich breiter!

Auswirkung der Leuchtkraftklasse (Luminosity effect) auf die Spektraltypen B 


TAFEL 11 

He I 4713.15 

Fe ll 4629.34 

Fe ll 4583.99 

Fe ll 4549 

Fe ll 4522.63 

Mg ll 4481.33 

He I 4471.48 

He I 4387.93 

Fe ll 4351.8 

Hγ 4340.47 

Fe ll 4303.17 V 

C ll 4267.27 

Fe ll 4233/34 

Fe ll 4179 

Fe ll 4172.45 

He I 4143.76 

Si l 4130.89 

Si l 4128.07 

He I 4120.81 

Hδ 4101.74 

Ti ll 4054 

Fe l 4046 

He I 4026 

He I 4009.27 

Hε 3970.07 

Ca ll 3933.66 

Rigel β Ori B8 Iab 

φ Sgr B8 lll 

$ 

Regulus α Leo B7 V 

Rigel 

φ Sgr 

Regulus 



Tafel 12: Detailspektrum Spica (α Vir) 

Breitbandiges Übersichtsspektrum (200L Gitter) und mehrere höher aufgelöste Profilabschnitte 

(900L Gitter). 

Spica (260 Lj) ist ein spektroskopischer Doppelstern mit einer Umlaufperiode von ca. 4 Tagen. 

Die dominierende A-Komponente ist im Riesenstadium und hat eine Oberflächentemperatur 

von ca. 22‘000 K, entsprechend der Spektralklasse B1 lll-lV. Die B-Komponente mit 

der Spektralklasse B2V steht noch auf der Hauptreihe und ist mit ca. 18‘500 deutlich weniger 

heiss und leuchtkräftig. Dieser sehr enge Umlauf der beiden Sterne verursacht, infolge 

des Dopplereffektes, ein periodisches Aufspalten der Spektrallinien (SB2 System), was in 

diesen Profilen hier aber nicht erkennbar ist. Ionisiertes Helium He ll tritt hier nicht mehr in 

Erscheinung, hingegen noch Absorptionen mehrfach ionisierter Metalle. 


Die Identifikation basiert u. a. auf [1], [5], [51], [56], [57]


TAFEL 12 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

Na I 5895.92 

Na I 5889.95 

He I 5876 

Spica α Vir 

B1III-IV+B2V 

He I 5047,74 

He I 5015.67 

He l 4921.93 

Hβ 4861.33 

He I 4713.15 

C lll/ O ll 

Si III 

He I 4471.48 

He I 4387.9 

Hγ 4340.47 

He I 4143.76 

Hδ 4101.74 

He I 4025.5 

Hε 3970.07 

H8 3889.05 

H9 3835.38 

I=0.6 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Hε 3970.07 

He I 4713.15 

O II 4676.23 

C III 4647 /51 

O ll 4639 - 52 

Si III 4591/96 

Si III 4574.78 

Si III 4567.87 

Si III 4552.65 

Mg ll 4481.13 

He I 4471.48 

N lI 4447.03 

He I 4437.55 

O II 4416.98 

O II 4414.91 

He I 4387.9 

O II 4366.9 

O II 4317/ 20 

O II 4302.81 V 

O II 4285.7 

O II 4276.7 

C lI 4267.27 

O II 4253.98 

O lI 4189.79 

C lll 4187 

He I 4168.97 

O lI 4153.3 

He I 4143.76 

He I 4120.81 

C III/O ll 4068-76 

He I 4025.5 

He I 4009.27 

He l 3926.53 

I=0.5 

Hβ 4861.33 

Hα 6562.82 

Na I 5895.92 

Na I 5889.95 

He I 5876 

Si lll 5739 

He I 5047,74 

He I 5015.67 

He l 4921.93 

I=0.5 


I=0.6 I=0.6


10 LBV Sterne 

P Cygni gehört zu den sog. Leuchtkräftigen Blauen Variablen (Luminous Blue Variable, LBV), 

nach aktuellen Theorien ein Vorstadium zu einem WR-Stern (Kap. 8). Er ist ein instabiler 

und veränderlicher Überriese der Spektralklasse B2 Ia pe, mit einer Oberflächentemperatur 

von ca. 19‘000 K. Seine Distanz beträgt gemäss Karkoschka ca. 5‘000 Lj. Was wir hier mit 

unseren Spektrografen scheinbar „realtime“ analysieren, hat demnach in Wirklichkeit etwa 

am Ende der Jungsteinzeit stattgefunden – eine „Zeitmaschine“ vom Feinsten, um die uns 

die Archäologen beneiden! Anfangs des 17. Jahrhunderts zeigte er einen gewaltigen Helligkeitsausbruch, 

welcher mit Nova Cygni 1600 bezeichnet wird. Nach ca. 6 Jahren als 

Stern der 3. Grössenklasse schwand seine Helligkeit auf < 5 m . Abgesehen von einigen episodischen 

Helligkeitsanstiegen, gewann er erst im 18. Jahrhundert wieder an Leuchtkraft, 

bis er den aktuellen, leicht variablen Wert von ca. +4.7 m bis +4.9 m erreichte. 

P Cygni ist der Prototyp für die bereits bei Tafel 2 (Alnitak) und Tafel 10 (Alnilam) vorgestellten 

P Cygni Profile. Diese kommen in fast allen Spektralklassen vor und sind ein zuverlässiges 

Zeichen für eine massive, vom Stern aus radial abgehende Materiebewegung. 

Das linke Bild zeigt Teile der expandierenden Sternhülle, aufgenommen mit dem HST. Der 

Stern im Zentrum ist dabei abgedeckt. Die Grafik oben rechts zeigt wie die P Cygni Profile 

entstehen. In der Richtung des blauen Pfeils bewegt sich ein kleiner Ausschnitt der sich 

ausdehnenden, dünnen Gashülle genau in unsere Richtung, weshalb die hier entstehenden 

Absorptionslinien durch den Dopplereffekt blauverschoben erscheinen. Die roten Pfeile 

symbolisieren das Licht aus den ionisierten Regionen seitlich abgehender Hüllenbereiche, 

wo Emissionslinien gebildet werden. Diese Phänomene verursachen nun gesamthaft die 

Aufteilung der Spektrallinie in einen blauverschobenen Absorptionsteil, 

welcher dann rechts kontinuierlich in den meist intensiveren Emissionspeak 

übergeht. Wie bereits bei Tafel 2 und in [30] gezeigt, kann 

aus der Differenz ∆ der beiden Peaks die Ausbreitungsgeschwindigkeit 

der Materie bestimmt werden (hier ca. 200 km/s). 

Grafik rechts (900L): Beim „originalen“ P Cygni Stern ist die Intensität 

der Hα Emission sehr eindrücklich. Relativ dazu erscheinen die übrigen 

Details derart „gestaucht“, dass sie kaum noch erkennbar sind. Der 

Absorptionsteil dieser Linie ist stark verkümmert. Die Helium Emission 

bei λ 6678 zeigt hingegen hier, und auf Tafel 13 unten (900L), ein 

schönes P Cygni Profil, ebenso Hδ auf Tafel 13 im oberen Profil (200L). 

Um auch die übrigen Linien zeigen zu können, welche hier den „Sumpf“ 

der tellurischen Absorptionen überragen, sind die Profile in Tafel 13 in 

vertikaler Y-Richtung stark gezoomt worden, wodurch die Hα Emission 

oben gekappt wird. Bemerkenswert, dass der Verlauf des Kontinuums 

im höher auflösenden Detailspektrum beidseitig von Hα, auf einer Breite 

von fast 100 Å, deutlich angehoben erscheint. 

Richtung Erde 

Hα Absorption 

Hα Emisssion 

He I 6678.15


Tafel 13: 

Detailspektrum P Cygni (34 Cyg). Übersichtsspektrum (200L Gitter, 22.6.2010) und höher 

aufgelöster Profilabschnitt (900L Gitter, 16.9.2009) im Bereich der Hα Linie. Linienidentifikation 

gemäss [341]. 

Tafel 13 A: 

höher aufgelöste Profilabschnitte (900L Gitter, 7.5.2011) im grün bis blauen Bereich des 

Spektrums. Linienidentifikation im Bereich >λ 4100 gemäss [341],


TAFEL 13 

P Cygni 34 Cyg 

B2 la pe 

Telluric O 2 

Si ll 6371.36 

Si ll 6347.1 

Telluric O 2 

Fe lll /Si ll 5979 

Fe lll/ Si ll 

Fe lll5156.12 

Si ll 5056 

He l 4921.93 

He l 4713.37 

Fe ll/ Fe lll 

Hδ Emission 

He I 6678.15 

Hα Emission 

He I 5875.6 

Ni l/Si ll 

He l 5015.68 

Hβ Emission 

He l 4471.69 

Hγ Emission 

I=0.5 

He I 6678.15 

N II 6610.58 

C II 6582.85 

C II 6578 

Si ll 6371.36 

Si ll 6347.1 

Telluric O 2 

Hα Emission 

Hα Absorption 


I=0.5


TAFEL 13 A 

P Cygni 34 Cyg 

B2 la pe 

N II 4643 

N II 4631 

N II 4621 

N II 4614 

N II 4601 

Si III 4575 

Si III 4568 

Si III 4553 

Al III/N II 4529/30 

Al III 4513 

He l 4471.69 

Fe III 4431 

Fe III 4420 

Fe III 4396 

He l 4388 

O II 4353/59 

O II 4346/49 

Hγ 4340.47 

Si II/Fe II 4285/87 

S III 4254 

N II/FeII4242/44 

Fe III 4165/67 

He l 4144 

He l 4121 

Hδ 4101.74 

Mg II 4481 

NII/FeIII 4235 - 42 

He l 4026 

He I 4009.27 

N II 3995 

O II 3973 

Hε 3970.07 

He l 3965 

Ca II 3933 interstellar 

He I 3927 

H8 3889.05 

I=0.5 

Fe lll 5999 

Fe lll /Si ll 5979 

Fe lll/Si II 5954/58 

Fe lll 5930 

Na I 5890/96 

He I 5875.6 

DIB interstellar 

N II 5767 

N II 5711 

Al III 5696 

N II 5686 

N II 5680 

N II 5667 

Fe lll 5194 

Fe lll 5156 

Fe lll 5128 

Fe lll 5087 

Fe lll 5074 

Si ll 5056 

Si ll 5041 

He l 5015.68 

N II 4994 - 5011 

He l 4921.93 

N II 4895 

Hβ 481.33 

Si III 4813/20 

C I 4262 ? 

He l 4713.37 

Fe lll 6048 

Fe lll 6033 

Fe ll 5546V ? 

Fe ll 5376 

Fe ll 5334 

Fe lll 5272-80 

FeIII/ l 5260/62V 

Fe lll 5243 

interstellar 

He l 5048 

N II 5667 

I=0.5 

Si III 5740N II 5747/55 



11 Be Sterne 

Be Sterne bilden eine grössere Untergruppe der 

Spektralklasse B, zeigen eine hohe Rotationsgeschwindigkeit 

und kommen in geringer Zahl auch 

noch in der frühen A-Klasse vor. Sie stehen meist 

noch auf- oder nahe der Hauptreihe, mit einzelnen 

Exemplaren, welche das Riesenstadium erreicht haben. 

Die obere Grenze liegt bei der Leuchtkraftklasse 

III. Als erster Be- Stern wurde γ Cassiopeiae bereits 

1868 von Pater Angelo Secchi entdeckt, welcher 

sich über die „hellen Linien“ in diesem Spektrum 

University Western Ontario 

wunderte (Tafel 14A). Der Kleinbuchstabe e (Be) besagt bereits, dass hier Emissionslinien 

auftreten. Da das Be Stadiums oft nur temporär auftritt, fehlt bei dieser Sternklasse in einigen 

Datenbanken der Suffix e. Im Gegensatz zu den Sternen, welche durch expandierende 

Materie P Cygni Profile zeigen (Tafel 13), handelt es sich bei den Be-Typen um eine häufig 

nur temporär auftretende, in der Äquatorebene zirkumstellar rotierende Gasscheibe. Deren 

Entstehungsmechanismus ist noch nicht voll verstanden. Dieses Phänomen wird begleitet 

von Wasserstoff- und Heliumemissionen im Spektrum, sowie starker Infrarot- und Röntgenstrahlung. 

Ausserhalb dieser Phasen kann der Stern ein scheinbar normales Dasein in der 

B-Klasse fristen. 

Der ca. 450 Lj entfernte Dschubba , dominierende Komponente eines vierfach Sternsystems, 

ist seit etwa 2000 von der Spektralklasse B0.3 lV in den Be- Status mutiert und hat 

eine charakteristische Gasscheibe ausgebildet. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit 

des Sterns wird mit ca. 180 km/s angegeben [505]. 

Die Spektren in Tafel 14 reflektieren den Zustand der Gasscheibe zu verschiedenen Zeitpunkten. 

Die Hα Linie wurde am 18.8.2009 aufgenommen und steht voll in Emission. Ihre 

Intensität ist deutlich niedriger als bei P Cygni, 

trotzdem aber noch so gross, dass das interessante, 

schwächere Doppelpeak Profil der Heliumlinie 

bei λ 6678 übersehen werden könnte. 

∆V peak 

Um Details sichtbar zu machen, muss auch hier 

R 

ins Spektrum gezoomt werden. Dieser Doppelpeak 

entsteht aus einer Kombination von Doppler- 

und Perspektiveffekten, wie die Grafik zeigt. 

V 

Die Intensitäten V und R, sowie der Abstand der 

beiden Peaks, verraten einiges über den aktuell 

1 Kontinuumsniveau Ic=1 

erscheinenden Zustand der Scheibe. Detaillierte 

Infos mit Formeln und Beispielen siehe [30] 

Ic 

und [31]. 

Auf diese Linien konzentriert sich das Hauptinteresse 

der Forschung. Es sind aber noch wei- 

0 

λHα Wellenlänge λ 

tere bemerkenswerte Effekte zu sehen. So zeigt auch Hβ eine Emissionslinie, welche hier 

aus einer breiten, photosphärischen Absorptionslinie des Zentralsterns emporwächst 

[250]. Solche spektralen Strukturen werden daher englisch auch emission- oder shell cores 

genannt [2]. Hγ, Hδ und Hε hingegen erscheinen bei dieser Auflösung als „normale“ Absorptionslinien, 

eine Anregung für Amateure, sich auch diese Linien mal höher auflösend 

anzusehen. Weiter ist bei ca. λ 3700 noch eine intensive Doppelpeak Emission zu sehen. 

Eine vergleichbare Struktur hat in diesem Wellenlängenbereich H.A. Abt als „Disk Line“ unter 

A-Type Disk Stars [702] beschrieben. In [2] wird das sechsstufige Klassierungssystem 

nach Lesh vorgestellt. Je mehr Linien der H Balmerserie (und einiger anderer Elemente) in 

Emission erscheinen, desto intensiver (höher) wird demnach das Be-Phänomen klassiert. 

Hier als Hinweis noch die erforderliche Anregungsenergie [eV] einiger H-Balmerlinien, ausgehend 

vom Grundzustand =1: Hα: 10.2, Hβ: 12.1, Hγ: 12.7, Hδ: 13.0 

Normierte Intensität 


Tafel 14: Be- Stern Dschubba (δ sco) B0.3 IV, V = 2.32 m 

Breitbandiges Übersichtsspektrum (200L), sowie höher aufgelöste (900L) Profilabschnitte 

im Bereich Hα, Hβ und gezoomte Detailansicht des Helium Doppelpeaks bei λ 6678. 

Dschubba δ Sco B0.3 lV 

TAFEL 14 

He I 6678.15 

Telluric O 2 

N II 5932/42 

Na I 5889/95 

He I 5876 

He I 4921.93 

Hβ 4861.33 

He I 4713.15 

C lll/ O ll/He l 

He I 4471.48 

He I 4387.9 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Hε 3970.07 

H8 3889.05 

H9 3835.38 

H10 

H11 

Telluric O 2 

Hα 6562.82 

I=0.8 

He I 6678.15 

He I 4921.93 

Hβ 4861.33 

R 

V 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

? 

I=0.5 

I=0.8


Tafel 14 A: Be- Stern Tsih γ Cassiopeiae B0 IVe (610 Lj) V = 2.47 m 

Breitbandiges Übersichtsspektrum (200L). Typischerweise sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit von 

~300 km/s. Das Spektrum wurde am 9.4.2011 aufgenommen. Im Gegensatz zu δ sco sind hier viele 

Linien in Emission, darunter auch zahlreiche infolge Fe. Die He I Linie bei λ 6678 ist bei dieser Auflösung 

in einer Senke des Kontinuums kaum erkennbar. Das rote Profil wiedergibt die effektiven Intensitätsverhältnisse 

mit den dominierenden Hα und Hβ Emissionen. Das blaue ist stark gezoomt, um 

die feineren Linien sichtbar zu machen. 

TAFEL 14 A 

Hα 6562.82 

Tsih γ Cas 

B0 IV e 

Hβ 4861.33 

Telluric O 2 

N II 5932/42 

Na I 5889/95 

He I 5876 

He I 6678.15 

Fe I/II 5362-65 V 

Fe I/II 5317-20 V 

Fe I/II 5278-80 V 

Fe I/II 5230-34 V 

Fe I/II 5195-96 V 

Fe I/II 5168-69 V 

He I 5016 

He I 4922 

He I 4713 


He I 4471 

He I 4388 

Hγ 4340.47 

He I 4143.76 

Hδ 4101.74 

C III/O ll 4068-76 

He I 4025.5 

Hε 3970.07 

Interstellar 



12 Be Hüllensterne (Shell stars) 

Während der meist temporär auftretenden Be Phasen können solche Sterne in einigen Fällen 

auch ein extremes, sog. Hüllenstadium durchlaufen. In diesem Fall bildet der Stern nicht 

nur eine Scheibe, sondern eine grossräumige Hülle (shell). Diese wirkt gem. [2] als dünne 

„Pseudophotosphäre“, mit ähnlichen Eigenschaften, wie sie die Photosphären der Überriesen 

mit der Leuchtkraftklasse von ca. I-II, aufweisen. Entsprechend sind hier weniger Emissionslinien, 

sondern vorwiegend intensive und auffallend dünne Absorptionslinien mit geringen 

FWHM Werten zu sehen. Prototyp für diese Sternkategorie ist ζ Tauri. Auch 28 Tauri 

(Plejone) durchläuft zeitweise dieses extreme Stadium. Die Spektralklassierung dieser 

Sterne wird häufig auch mit dem Suffix pe ergänzt. 

Tafel 15: Überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). Vergleich Be Hüllenstern 

ζ Tauri, und Be Stern δ scorpii. ζ Tauri (HD 37202), B4 IIIpe [505], Vvar= 2.88 m – 3.17 m 

Der ca. 417 Lj entfernte ζ Tauri hat eine Oberflächentemperatur von etwa 22‘000 K. Er 

weist, typisch für diese Sternkategorie, eine enorm hohe Oberflächengeschwindigkeit von 

ca. 330 km/s auf und bildet mit einem wesentlich kleineren Begleiter (G8 III) in einem Abstand 

von ca. 1 AE ein Doppelsternsystem. Die Umlaufperiode beträgt ca. 0.36 Jahre. 

Das Verhalten der Spektrallinien von ζ Tauri ist auch über kurze Zeitspannen gesehen, sehr 

volatil. Gemäss [505] kann hier z.B. die Breite der H-Linien innerhalb von lediglich 10 Minuten 

ändern, was für diese Sternkategorie nicht aussergewöhnlich ist! Uneinigkeit herrscht 

offenbar über die Spektralklasse. In einer jüngeren Quelle [2] wird die Klassierung abweichend 

mit B2 IIIn shell angegeben. 

Der Spektrenvergleich in Tafel 15 (200L Gitter) zeigt bei ζ Tauri nur noch Hα als Emissionslinie. 

Die folgende Grafik (900L Gitter) zeigt diese als asymmetrischen Doppelpeak, dessen 

Form innerhalb kurzer Zeiträume ändern kann – ein lohnendes Beobachtungsprojekt für 

Astroamateure! 

Hα 6562.82 

Bei ζ Tauri sind He I bei λ 6678.15 und Hβ bei λ 4861.33 nicht als Emissions- sondern als 

relativ intensive Absorptionslinien ausgebildet (in Tafel 15 mit roten Ellipsen markiert). Generell 

erscheinen hier sämtliche Absorptionslinien deutlich intensiver als bei δ scorpii und 

entsprechen etwa denjenigen eines frühen B Riesen. Auffallend ist auch die überdurchschnittlich 

starke Absorption im Bereich der He I Linie bei λ 5016. Infolge des starken 

Zooms sind die Hα Emissionen in Tafel 15 gekappt dargestellt. Sie zeigen bei beiden Profilen 

eine vergleichbare Intensität. Die Na I Linien sind bei diesen frühen Spektralklassen interstellaren 

Ursprungs. 

He I 6678.15


TAFEL 15 

He I 6678.15 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

N II 5932/42 

Na I 5889/95 

He I 5876 

He I 5016 

He I 4921.93 

Hβ 4861.33 

He I 4713.15 


He I 4471.48 

He I 4387.9 

Hγ 4340.47 

Interstellar 

δ Sco 

B0.3 IVe 

O II/CIII 

He I 4143.76 

Hδ 4101.74 

C III/O ll 4068-76 

He I 4025.5 

Hε 3970.07 

He l 3926.53 

H8 3889.05 

H9 3835.38 

ζ Tauri 

B4 IIIpe 

O II 

Fe II ? 

Si III 



13 Herbig Ae/Be und T Tauri Protosterne 


Bei den Herbig Ae/Be Objekten beobachten wir das stellare 

Geburtsstadium der Spektralklassen O – A. Bei den späteren 

Typen F – M sind dies analog dazu die T Tauri Sterne. Letztere 

werden noch in Classical T Tauri Stars (CTTS) mit intensiven 

Emissionslinien und Weak T Tauri Stars (WTTS) mit vorwiegend 

Absorptionslinien unterteilt. Die Grenze wird dabei durch die 

Äquivalenzbreite EW der Hα Emissionslinie bestimmt. Gemäss 

[2] gilt das Objekt als CCTS, falls EW > |10Å|, gemäss anderen 

Autoren auch EW > |5Å|. 

Diese sog. YSO (Young Stellar Objects) bilden sich aus kontrahierenden Gas- und Staubwolken. 

Durch diesen gravitationsbedingten Vorgang steigt im Zentrum die Temperatur bis 

die Wasserstofffusion einsetzt und der Stern zu leuchten beginnt. Ab jetzt bewegt er sich 

im groben Zeitrahmen von einigen Hunderttausend bis Millionen Jahren im HRD von oben 

her auf die Hauptreihe, wo er sich letztlich stabilisiert. Deswegen werden diese Objekte 

auch PMS Sterne (Pre-Main-Sequence) genannt [2]. 

In dieser Phase formiert sich die Materie Wolke zu einer rotierenden 

Akkretionsscheibe und verdeckt so mindestens zeitweise den zentralen 

Stern. Ein Teil des sog. Akkretionsflusses landet aber nicht auf dem 

entstehenden Protostern, sondern wird beidseitig senkrecht zur Scheibe 

und parallel zur Rotationsachse als Jet ausgestossen [275]. Durch 

diesen abgelenkten Materialfluss entsteht in diesem Fall ein kegelförmiger, 

bipolarer Nebel (Grafiken Wikipedia). In einigem Abstand kann 

dieser Jet mit interstellaren Materiewolken kollidieren und so kurzlebige, 

neblige Strukturen bilden, sog. Herbig Haro Objekte. Diese werden 

nach George Herbig und Guillermo Haro benannt.Eine detaillierte Darstellung 

dieser Effekte ist in [275] zu finden. 

Diese jungen PMS Sterne sind noch sehr instabil, was sich optisch in 

stark irregulären Helligkeitsschwankungen äussert. In einer späteren 

Phase beginnen sich aus dem übrig gebliebenen, protoplanetaren 

Scheibenmaterial Planeten zu bilden. 

13.2 Spektrale Merkmale 

Diese markante Instabilität äussert sich auch im Spektrum. Typischerweise zeigt es Emissionslinien 

der Balmerserie, sowie der Ca II Fraunhofer H und K Linien. Abhängig vom Zustand 

der Akkretionsscheibe und unserer Perspektive bezüglich des Objekts, können noch 

zahlreiche Fe I und Fe II Linien, sowie Ti II sichtbar werden [270]. Vorwiegend bei späten 

WTTS T Tauri Sternen sind oft hauptsächlich Absorptionsspektren zu sehen, welche dann 

eine relativ genaue Klassierung des Sterns ermöglichen. 

Gray Corbally [2] stellen ein Klassierungssystem für Herbig Ae/Be Sterne vor. Kriterien sind 

dort unter anderem: 

- Die Präsenz und Intensität von Emissionslinien der H-Balmerserie 

- Die Präsenz sowie ein allfälliger λ Shift von sog. Shell Cores in der Balmerserie. Das sind 

H-Emissionslinien, welche aus rotationsverbreiterten, photosphärischen Senken 

aufsteigen. 

- Die Präsenz von Emissionslinien ionisierter Metalle, speziell das Fe II (42) Multiplet


- Die Erscheinungsform des Fe II (42) Multiplets als Emission, P Cygni Profil, oder 

Absorption (siehe unten) 

- Stärke des Balmer Dekrements 

Tafel 17: NGC 2261 („Hubbles Veränderlicher Nebel“) mit R Monocerotis 

R Monocerotis (ca. 2500 Lj) ist ein Herbig Ae/Be Stern, von dessen 

bipolarem Nebel, aus unserer Perspektive, nur eine der beiden 

kegelförmigen Hälften als NGC 2261 sichtbar ist (Bild: HST). Der 

Stern selbst, sowie die zweite, symmetrische Hälfte dieses Nebels, 

bleibt am hellen, spitz zulaufenden Ende hinter der Akkretionsscheibe 

verborgen. Die Helligkeit von R Monocerotis schwankt 

zwischen ca. 10–12 m . Erst seit kurzem ist bekannt, dass dieses 

gut verdeckte Objekt ein Herbig Ae/Be Stern der Spektralklasse 

B0 ist. Wie die meisten Vertreter dieser frühen Spektralklassen 

wird auch R Monocerotis von einem Begleiter umrundet. 

In den 1970er Jahren gingen hier viele Autoren noch von einem T Tauri Objekt mittlerer 

Spektralklasse aus. Der Spektraltyp kann in solchen Fällen erst mit den heutigen Methoden 

und Mitteln einigermassen sicher bestimmt werden. 

Das Spektrum in Tafel 17 wurde am 12.3.12 im hellsten Zipfel des Nebels, nahe des nicht 

direkt sichtbaren R Mon, mit dem DADOS 50μm Spalt aufgenommen; Belichtungszeit mit 

dem C8 und der Atik 314L: 4x780 Sekunden bei –10°C im 2x2 Binning Mode. Wie bei Tafel 

85 (M1) war es auch hier notwendig, das Störspektrum der Lichtverschmutzung knapp 

ausserhalb des Nebels separat aufzuzeichnen und anschliessend mit Fitswork vom Nutzsignal 

zu subtrahieren. Auffälligste Merkmale sind die starken H-Balmerlinien, welche in 

Emission zu sehen sind. Das Balmerdekrement in diesem Profil beträgt Hα/Hβ ≈ 5. Bei solchen 

Objekten wird diese selektive Rötung des Profils massgebend durch die zirkumstellare 

Staubwolke beeinflusst und gilt als Klassierungskriterium (siehe oben). 

Der starke Abdeckungsgrad ist vermutlich ein Grund, wieso hier fast nur Emissionslinien 

gesehen werden können. C.A. Grady et al [273] haben auf die Korrelation zwischen der Intensität 

der Fe I und Fe II Emissionen, sowie dem Abdeckungsgrad, und dem damit verbundenen 

Infrarot Exzess, hingewiesen. Prominent erscheint in diesem Profil das sog. Fe II (42) 

Multiplet bei λλλ 4923, 5018 und 5169 [2]. Dieses Merkmal erscheint auch in den Spektren 

von Novae und Aktiven Galaktischen Kernen (AGN). Dass von den beiden Ca II Emissionen 

meistens die kurzwellige K-Linie intensiver erscheint, hat bereits Herbig in den 60er 

Jahren bemerkt. Dass das Spektrum im weiteren Nebelbereich von NGC 2261 ähnlich aussieht 

wie nahe bei R Monocerotis, und somit offenbar ein Reflexionsnebel vorliegt, kann 

auch hier bestätigt werden. Die Qualität dieser gewonnen Profile ist jedoch für eine Publikation 

in diesem Rahmen ungenügend. Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [2], [270]. 

Dieses hochinteressante Objekt ist auch bei Astrofotografen sehr beliebt, welche die kurzfristigen 

Helligkeitsschwankungen in spektakulären Bildserien festhalten. Am 26. Januar 

1949 hat NGC 2261 Berühmtheit erlangt, weil Edwin Hubbel es sich nicht nehmen liess, 

diesen Nebel als offizielles First Light Objekt des neuen 5m Spiegels am Mount Palomar 

Observatorium zu fotografieren! 

Tafel 18: T Tauri HD 284419, Prototyp der T Tauri Sterne 

T Tauri ist ein Classical T Tauri Star CTTS mit intensiven Emissionslinien. Dies zeigt deutlich 

der EW Wert von Hα: EWHα ≈ –87Å. Auf den ersten Blick sehen sich die Profile der Tafeln 

17 und 18 sehr ähnlich. Das Fe II (42) Multiplet ist hier aber deutlich schwächer, die Ca II 

Emissionen jedoch wesentlich stärker. Dass dieser Stern mit G5 Ve später als A klassiert 

ist, kann bei dieser Auflösung nur am CH Absorptionsband bei ca. γ 4300 erkannt werden. 

Ein hochinteressantes Detail sind hier die verbotenen [O I] und die auffallend intensiven 

Schwefellinien [S II], sowie die Hγ Emission, welche zum Zeitpunkt der Aufnahme am


27.3.2012, alle als inverse P Cygni Profile in Erscheinung traten! Dies deutet innerhalb der 

Akkretionsscheibe auf eine grossräumige Kontraktionsbewegung in Richtung Stern hin – 

dies im Gegensatz zu den normalen P Cygni Profilen, welche immer auf eine Expansion 

hinweisen. Die Doppler Auswertung ergab hier Kontraktionsgeschwindigkeiten von ca. 600 

km/s (Formel und Beispiel siehe Tafel 2). 

Die scheinbare Helligkeit des Objektes zum Aufnahmezeitpunkt betrug gemäss AAVSO ca. 

10 m . Das Spektrum in Tafel 18 wurde mit DADOS und dem 25μm Spalt aufgenommen; Belichtungszeit 

mit dem C8 und der Atik 314L: 3x724 Sekunden bei –10°C im 2x2 Binning 

Mode. Wie bei Tafel 17 war es auch hier notwendig, das Störspektrum der Lichtverschmutzung 

knapp ausserhalb des Nebels separat aufzuzeichnen und anschliessend mit Fitswork 

vom Nutzsignal zu subtrahieren. 

Bei T Tauri ist als Nebenprodukt dieser Sterngeburt ein eng benachbartes 

Herbig Haro Objekt, zu beobachten. Hier ist es der 

veränderliche, nach John Russel Hind (1823–95) benannte Nebel 

NGC1555, der in grösseren Teleskopen direkt neben T Tauri 

sichtbar ist (Bild: CDS).


NGC 2261 / R Monocerotis (Aufgenommen am 12.3.2012) 

TAFEL 17 

Hα 6562.82 

Hβ 4861.33 

[O I] 6364 

[O I] 6300 

Fe II 5316 

Fe II 4629 

Fe II 4508 - 84 

Hγ 4340.47 

Fe II 4296 

Fe II 4174 

Fe I 4036 ? 

Fe I 4006 ? 

Ca II 3968 

Ca II 3934 

Fe II Multiplet 

O 2 tellurisch 

[ S II ] 6718/33 

Zoom in der Intensitätsachse 

Fe II 5169 

Fe II 5018 

Fe II 4923 

Original Profil 

I=0.0 



T Tauri HD 284419 (Aufgenommen am 27.3.2012) 

TAFEL 18 

Hα 6562.82 

Ca II 3968 

Ca II 3934 

Hβ 4861.33 

[ S II ] 6718/33 

Fe II Multiplet 

[O I] 6364 

[O I] 6300 

Fe II 5169 

Fe II 5018 

Fe II 4923 

Hγ 4340.47 

CH 4299 - 4313 

Hδ 4101.74 

O 2 tellurisch 


Inverse 

P Cygni Profile 


I=0.0 



14 Spektralklasse A 


Zur A-Klasse gehören mehrere der wohl bekanntesten und auffälligsten, weiss leuchtenden 

Sterne, wie Sirius, Wega, Castor, Deneb, Denebola, Altair sowie die meisten Sterne im 

Grossen Bären. Bei dieser und auch allen späteren Klassen, werden sämtliche Einzelsterne 

auf der Hauptreihe an ihrem Lebensende ein Riesenstadium durchlaufen, verbunden mit 

einer eindrücklichen „Abschiedstournee“ durch fast das gesamte HRD. Ihr Leben werden 

sie dann als extrem dichte Weisse Zwerge beenden. Einige von ihnen werden bei diesem 

finalen Prozess noch einen fotogenen, sog. Planetarischen Nebel ausstossen. 

14.2 Eckdaten der frühen bis späten A Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der A-Klasse, im 

Vergleich zur Sonne () gem. [701]. Verglichen mit der enorm breiten B-Klasse ist hier der 

prozentual geringe Massenbereich auffällig. Trotzdem beeindruckt, welch enormen Einfluss 

hier eine bloss um den Faktor 1.5 unterschiedliche Sternmasse, speziell auf die Leuchtkraft 

und Lebenserwartung ausübt. 

Masse 

M/M 

Verweildauer 


Temperatur 


Radius 

R/R 

Leuchtkraft 

L/L 

3 – 2 440 Mil – 3 Mrd 10‘000 – 7‘500 2.7 – 1.7 55 – 8 

14.3 Spektrale Merkmale der A-Klasse 

Bereits seit dem Beginn der Spektroskopie im 19. Jahrhundert hat diese Klasse durch imposante 

Wasserstofflinien, aber sonst sehr „aufgeräumt“ und ausgesprochen ästhetisch 

wirkende Spektren fasziniert. Dies war mindestens ein Mitgrund für diverse Fehlhypothesen. 

Bereits Pater Angelo Secchi klassierte diese Spektren Mitte des 19. Jahrhunderts als 

„Typ I“ (siehe Anhang 33.3). Edward Pickering prägte dafür in seinem später verfeinerten 

System die Bezeichnung „A“. Heute steht diese Klasse immer noch mit Pickerings 

„A-Label“, aber nur noch unauffällig im vorderen Mittelfeld des MK - Klassierungssystems. 

Diese markanten und übersichtlichen Spektren sind ausgesprochen gut geeignet als Lehrstücke 

zum Einstieg in die praktische Spektroskopie. Zudem ist der Raster der kräftigen 

H-Balmerlinien eine ausgezeichnete Hilfe für erste Kalibrierversuche. Dieses Merkmal verstärkt 

sich kontinuierlich seit den späten B-Klassen und erreicht seine maximale Intensität 

beim Typen A2 [1]. Quantenmechanisch kann dies mit der Oberflächentemperatur von ca. 

9‘800 K begründet werden. Diese regt die Wasserstoffatome thermisch gerade so stark an, 

dass sich ein maximaler Anteil der Elektronen auf dem Level n2 aufhält – dem Ausgangsniveau 

für die Elektronensprünge im Schalensystem n2 – n∞ der H-Balmerserie [30]. 

Ab hier sind die gesamten späteren A-Klassen geprägt durch einen sukzessiven, aber noch 

schwachen Intensitätsschwund der H-Balmerserie. Umgekehrt dazu werden die beiden 

Fraunhofer H+K Linien des Ca II immer stärker. Die Fraunhofer K dringt dabei immer tiefer 

in den Kontinuumsgipfel zwischen Hε und H8 ein und übertrifft zwischen A7 und F0 die Intensität 

der Wasserstoffabsorption. Innerhalb dieses Bereiches kann sich auch die Fraunhofer 

H Linie (λ 3968) gegen die schwächer werdende Hε Absorption durchsetzen. Bei den 

späten A-Klassen ist im „Blue Wing“ der Hγ Linie bereits ein Absatz erkennbar, welcher sich 

dann bis spätestens F0 als Ansatz der molekularen CH-Absorption des Fraunhofer 

G-Bandes entpuppt (in unterer Grafik rot markiert). In etwas höher auflösenden Profilen ist 

sofort erkennbar, dass der erste Eindruck des simplen Spektrums trügt. Die Kontinuums- 

Abschnitte zwischen den Wasserstofflinien sind nämlich durch zahlreiche, feine Metallab-


sorptionen unterbrochen. Neben den einfach ionisierten- werden jetzt auch die Absorptionen 

neutraler Atome immer intensiver. In dieser Klasse treten nur noch wenige He I Linien 

schwach in Erscheinung. Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums rückt hier bereits 

an den kurzwelligen Rand des sichtbaren Spektrums. Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf 

eines synthetischen A5V Standardsterns gem. Vspec Tools/Library. Rot markiert, 

sind die zwei oben erwähnten Details. 

K-Linie Ca ll 

G Band CH Absorption 


Tafel 20: Castor (α Gem) und Altair (α Aql) 

Die Entwicklung der A-Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines frühen 


Gitter). 

Castor (52 Lj) ist ein sehr seltenes 6-fach Sternsystem. Seine beiden hellsten 

Hauptkomponenten sind auch in kleineren Amateurteleskopen zu trennen 

(eigene Aufnahme C8). Sie dominieren das Spektrum und haben mit 

A1 Vm und A2 Vm eine sehr ähnliche Klassierung. Die Oberflächentemperatur 

liegt daher, wie bei Sirius (A1 Vm), bei ca. 9‘900 K. 

Altair (17 Lj) ist mit A7 V ein später Hauptreihenstern der A-Klasse. Entsprechend tiefer als 

bei Castor liegt seine Oberflächentemperatur bei ca. 7‘550 K. Für diese späte A- 

Klassierung zeigt er eine enorm hohe, scheinbare Rotationsgeschwindigkeit von ca. 210 

km/s [506]. Dadurch wird der Äquatordurchmesser um ca. 22% vergrössert (Interferometrischer 

Nachweis 2007 durch J. Monnier et al.). 

Tafel 21: Detailspektum Sirius A (α CMa) 

Sirius A (8.6 Lj), mit einer Oberflächentemperatur von ca. 

9‘880 K, steht, ähnlich wie Wega und Regulus, mit seiner 

Spektralklasse A1 Vm noch als Zwergstern auf der Hauptreihe. 

Er bildet die dominierende Hauptkomponente mindestens 

eines Zweifachsystems mit Sirius B (Weisser Zwerg). 

Die Tafel zeigt oben ein breitbandiges Übersichtsspektrum 

(200L Gitter) und unten zwei höher aufgelöste Profile im Blau- 

und Rotbereich (900L Gitter). Hier konzentriert sich auch ein 

Grossteil der, im Kontrast zur imposanten H-Balmerserie, sehr feinen Metallabsorptionen. 

Zum ersten Mal schwach sichtbar wird hier das sog. Magnesium Triplet bei λλ 5168–5183 

(Fraunhofer b). Sirius gehört zu den überdurchschnittlich metallreichen Sternen, welche mit 

dem Suffix m gekennzeichnet sind. (Computergrafik Wikipedia: Sirius im Grössenvergleich 

zur Sonne). Seine Rotationsgeschwindigkeit von lediglich ca. 13 km/s ist für die A-Klasse 

unüblich tief. Gemäss [1] besteht aber bei solchen statistischen Ausreissern eine signifikante 

Korrelation mit einem überdurchschnittlich hohen Metallgehalt. Die Linienidentifikation 

basiert u. a. auf [1], [5], [50], [51], [52],


TAFEL 20 

Hα 6562.82 

Castor α Gem 

A1 Vm / A2Vm 

Hβ 4861.33 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Hε 3970.07 

H8 3889.05 

Na I 5895.92 

Na I 5889.95 

Fe ll 5316.61 

Fe ll 5276.0 

Fe ll 5234.62 

Mg l 5169-83 

Fe ll 5018.43 

Fe ll 4923.92 

Cr ll 4824.13 

Ti ll 4767.3 

Fe ll 4630/34 

Fe ll/Cr ll 4584 - 88 

Fe ll/Ti ll 4550 

Mg ll 4481 

Fe ll 4384-85 

Ca I 4226.73 

Fe l/Mn l 4030-33 

Ca II 3933.66 

I=0.3 

Altair α Aql 

A7 V 

Ca l/Fe l 5587-90 

Mg l 4703.98 

Fe l/Ti ll 4526 - 29 

Ti ll 4468 

CH 4299 - 4313 

Ti ll/Fe ll 4172 


I=0.4


TAFEL 21 

Hα 6562.82 

Hβ 4861.33 

Hδ 4101.74 

Hε 3970.07 

Telluric O 2 

Na I 5895.92 

Na I 5889.95 

He I 5876 

Sirius α CMa 

A1 Vm 

Fe ll /Mg l 5169 

Fe ll 4923.92 

Fe ll 4630/35 

Mg ll 4481 

Fe ll 4384-85 

Hγ 4340.47 

I=0.4 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Hε 3970.07 

Fe ll/Cr l 4666 

Fe ll 4634.6 

Fe ll 4629.9 

Cr ll 4617/19 

Cr ll 4588 

Fe ll 4583.8 

Ti ll 4571.97 

Fe ll 4556 

Fe ll 4550 

Fe ll 4541 

Fe ll 4534 

Fe ll 4520/23 

Fe ll 4515 

Fe ll 4508 

Ti ll 4501.27 

Fe ll 4489/91 

Mg ll 4481 

Ti ll 4470 

Fe ll 4451 

Ti ll 4444 

Fe ll 4416.8 

Ti ll 4400.63 

Ti ll 4395.04 

Fe ll 4384-85 

Ti ll 4375.35 

Fe ll 4366.17 

Sc ll/Ti ll 4314 

Ti ll 4307.9 

Fe ll 4303.2 

Ti l 4289 

Fe l 4271-72 

Fe ll/Cr II 4258/62 

Fe l 4250 - 51 

Cr II 4242.38 

Fe ll 4233.17 

Ca l 4226.73 

Sr ll 4215.77 

Fe l 4198.31 

Fe l 4187.04 

Fe ll/Cr ll 4178-79 

Fe ll 4173.1 

Fe l 4152 - 61 

Fe l 4143-44 

Si ll 4128/31 

Sr ll 4077.71 

Fe l 4071.74 

Fe l 4067.6 

Fe l 4062.4 

Mn l 4055.54 

Fe l 4045.82 

Mn l 4031 - 36 

Ti ll/V ll 4023/24 

Cr II/Ti ll 4012 

Fe l 4002/05 

Cr II 3945 

Ca II 3933.66 

I=0.6 

Hβ 4861.33 

Fe ll 5316.61 

Fe ll 5276.0 

Fe ll 5234.62 

Fe l 5227.19 V 

Fe ll 5197.6 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Fe ll 5100.66 V 

Si ll 5056.02 

Si ll 5041.06 

Fe ll 5018.43 

Fe ll 5002/4 

Fe l 4957 V 

Fe l 4933 V 

Fe ll 4923.92 

Fe ll 4890 V 

Cr ll 4824.13 

Ti ll 4807 

Ti ll 4793 

I=0.6 



Tafel 22: Auswirkung der Leuchtkraftklasse auf die Detailspektren von Wega (α Lyr), Ruchbah 

(δ Cas) und Deneb (α Cyg). 

Wega (25 Lj) ist mit A0V klassiert und steht, wie unsere Sonne, als sog. „Zwergstern“ noch 

auf der Hauptreihe. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 9500 K, seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit 

am Äquator ist mit ca. 15 km/s sehr niedrig. Neuere interferometrische 

Untersuchungen zeigen aber, dass wir Wega fast „Pole on“ betrachten und die effektive 

Rotationsgeschwindigkeit tatsächlich > 200 km/s beträgt. 

Ruchbah (100 Lj) ist mit A5 lll-lV klassiert. Somit bewegt er sich im HRD auf dem Weg von 

der Hauptreihe auf den Riesenast. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8400 K. Seine 

Rotationsgeschwindigkeit wird von Kaler [506] mit 113 km/s angegeben, für diese Klasse 

ein unauffälliger Wert. 

Deneb (2000 Lj) ist mit A2 la klassiert und gehört somit zu den Überriesen. Die Oberflächentemperatur 

beträgt ca. 8500 K. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird, mit ca. 

21 km/s angegeben. Der Überriese war während seines Hauptreihenstadiums ein früher B- 

oder sogar ein später O- Stern [506]. 

Der Vergleich dieser drei gleich normierten Spektren zeigt eine deutliche Intensitäts- und 

Breitenabnahme der H-Linien mit zunehmender Leuchtkraft. Umgekehrt dazu werden die 

Metallinien bei den Riesen intensiver und schmaler, was infolge der dünneren Sternatmosphäre, 

und dadurch niedrigerem pressureund collision broadening, auch zu erwarten ist. 

Das rotational broadening hat bei diesen relativ mässigen sin Werten keinen dominierenden 

Einfluss auf das Erscheinungsbild der Profile. 

Tafel 23: Unterschiedliche Metallhäufigkeit bei Wega und Sirius. 

Der Vergleich der „Metallizität“ zwischen Wega und Sirius ist seit langem Gegenstand zahlreicher, 

professioneller Untersuchungen, z.B. [703], [704]. Ausser der unterschiedlichen 

Metallhäufigkeit sind die beiden Sterne fast gleich klassifiziert und weisen zudem eine ähnlich 

tiefe, scheinbare Rotationsgeschwindigkeiten auf. Unterschiede im Spektrum müssen 

also primär auf die unterschiedliche Metallhäufigkeit zurückzuführen sein, was die beiden 

hellen Sterne für solche Untersuchungen prädestiniert. Bei dieser Auflösung (900L Gitter) 

fällt sofort auf, dass die Ca ll Linie (Fraunhofer K bei λ 3934) bei Wega klar intensiver ist, 

obwohl der Stern sogar etwas früher klassiert ist als Sirius. Dies ist bereits rein optisch 

feststellbar, auch ohne Messung der Äquivalentbreite. 

Die meisten, wenn auch nicht 

alle Metallabsorptionen, sind bei Sirius je- 

doch deutlich kräftiger. Die Grafik zeigt 

den Verlauf der sog. „Curve of Growth“ 

gemäss Keith Robinson [3]. Uns interessiert 

hier ausschliesslich der näherungsweise 

linear verlaufende Bereich der ungesättigten 

Spektrallinie. Hier verhält sich die 

Äquivalentbreite EW einer bestimmten 

Spektrallinie ungefähr proportional zur Anzahl 

Atome des entsprechenden Elementes 

in einem Gasgemisch. 

In einer chinesischen Studie von H. M. Qiu et al. [703] wird zusammengefasst, dass Sirius 

mit einem / Verhältnis von +0.5 relativ metallreich, Wega mit –0.57 dagegen vergleichsweise 

metallarm ist. Hier wird auch bestätigt, dass Ca, sowie auch Sc, beim Sirius 

untervertreten und anderseits Fe deutlich übervertreten ist. Das Defizit von Ca und Sc, sowie 

die Übervertretung von Fe sind gemäss [703] definierende Marker für metallreiche A- 

Sterne. Die Fraunhofer K (Ca ll Linie bei λ 3934) dient auch bei diversen anderen Studien 

als wichtiger Indikator für die Metallhäufigkeit. 

Äquivalenzbreite EW [Å] 

Linie gesättigt 

Curve of Growth 

Linearer 

Bereich 

Linie ungesättigt 

Anzahl Atome


Auswirkung der Leuchtkraftklassen (Luminosity effect) auf Spektraltyp A 

TAFEL 22 


Fe ll 4634.6 

Fe ll 4629.9 

Cr ll 4617/19 

Cr ll 4588 

Fe ll 4583.8 

Fe ll 4550 

Fe ll 4520/23 

Ti ll 4501.27 

Mg ll 4481 

Ti ll 4470 

Ti ll 4444 

Fe ll 4416.8 

Ti ll 4395.04 

Fe ll 4384-85 

Fe ll 4366.17 

Fe ll 4352 

Hγ 4340.47 


Fe ll 4303.2 

Fe l 4271-72 

Fe ll 4233.17 

Ca I 4226.73 

Fe ll 4178.9 

Fe l 4173.1 

Si ll 4128/30 

Hδ 4101.74 

Sr ll 4077.71 

Fe l 4067.6 

Fe l 4045.82 

Zr ll/Ti ll 4024/28 

Fe l 4002/05 

Hε 3970.07 

Ca II 3933.66 

Deneb α Cyg 

A2 la 

Ruchbah δ Cas 

A5III-IV 

Vega α Lyr 

A0 V 

Deneb 

Deneb 

Vega 

Ruchbah 

Vega 



TAFEL 23 

Wega und Sirius – Vergleich der Metallhäufigkeit 

Wega α Lyr 

A0 V 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Hε 3970.07 


Fe ll 4634.6 V 

Fe ll 4629.9 

Cr ll 4617/19 

Cr ll 4588 

Fe ll 4583.8 

Fe ll 4550 

Fe ll 4520/23 

Ti ll 4501.27 V 

Mg ll 4481 

Ti ll 4470 

Ti ll 4444 

Fe ll 4416.8 

Ti l 4395.04 

Fe ll 4384-85 


Fe l 4271 - 72 

Fe ll 4233.17 

Ca I 4226.73 

Fe ll 4178.9 

Fe l 4173.1 

Fe l 4143-44 

Si ll 4128/30 

Sr ll 4077.71 

Fe l 4062.4 

Fe l 4045.82 

Fe l 4005.25 

Ca II 3933.66 

Sirius α CMa 

A1 Vm 

Mn l 4055.54 

Wega 

Sirius 



15 Spektralklasse F 


Die F-Klasse ist direkt oberhalb der G-Kategorie angesiedelt, zu welcher unsere Sonne gehört. 

Dazu zählen mehrere bekannte, helle Sterne wie Procyon, Caph (β Cas), Porrima 

(γ Vir), Mirfak (α Per), Canopus am Südhimmel und auch der Polarstern. Auf dem Riesenast 

des HRD sind innerhalb dieser hellgelb leuchtenden Klasse auch mehrere Pulsationsveränderliche 

zu finden, welche zu den Kategorien δ Cephei und RR-Lyrae gehören. 

15.2 Eckdaten der frühen bis späten F Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der F-Klasse im 

Vergleich zur Sonne () gem. [701] 

Masse 

M/M 



Temperatur 


Radius 

R/R 

Leuchtkraft 

L/L 

1.6 – 1.1 3 – 7 Mrd 7‘200 – 6‘000 1.6 – 1.2 6.5 – 2.0 

15.3 Spektrale Merkmale der F-Klasse 

Die H-Balmerlinien werden jetzt deutlich schwächer und die Fraunhofer H+K Linien (Ca II) 

sind zum dominierenden Merkmal geworden, sodass jetzt Fraunhofer H die Hε Absorption 

klar verdrängt. Gegen die späten Subklassen ersetzen die neutralen Elemente, z.B. Fe l und 

Cr l, zunehmend die Absorptionen der ionisierten. In dieser Richtung wird z.B. die Ca I Linie 

bei λ 4227 immer intensiver. Ebenso das G-Band (CH molekular), welches innerhalb der F- 

Klasse die Intensität der benachbarten Hγ Linie überholt. Dieses auffällige, Linien Duo kann 

deshalb nur hier so gesehen werden und ist quasi das unverwechselbare „Markenzeichen“ 

der F-Klasse! An Intensität gewonnen hat hier das Magnesium Triplet (λλ 5168–83). 

Bei dieser Auflösung werden spätestens ab der frühen A-Klasse die meisten Absorptionen 

durch mehrere Metallinien knapp unterschiedlicher Wellenlänge verursacht und bilden sog. 

Blends. Solche können nur noch in hochauflösenden Spektrografen getrennt werden. Beschriftet 

sind daher nur die intensivsten der beteiligten Elemente. Was z.B. in Tafel 30 für 

Procyon summarisch mit Fe l/Ca l 4454 – 59 beschriftet ist (Ausschnittsgrafik am rechten 

Rand), sieht hoch aufgelöst so aus (Spectroweb [59]). Daher gilt es, sich von der Vorstellung 

isolierter Einzellinien zu verabschieden! 

26: Fe l 4454.380Å 

29: Ca l 4454.779Å 

40: Ca l 4455.887Å 

45: Fe l 4456.628Å 

51: Ti l 4457.427Å 

57: Fe l 4458.080Å 

63: Fe l 4459.117Å 

26 29 40 45 51 57 63


Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums liegt jetzt deutlich im sichtbaren Bereich 

des Spektrums. Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf eines F5 V Standardsterns 

gemäss Vspec /Tools/Library. Markiert ist hier das Linien-Duo des G-Bandes und der Hγ Linie, 

als unverwechselbares Merkmal der F-Klasse. 

G Band 

Hγ 


Tafel 30: Adhafera (ζ Leo) und Procyon (α CMi) 

Die Entwicklung der F- Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines frühen 


Gitter). 

Adhafera (260 Lj) steht mit der Spektralklasse von F0 lll am oberen Rand der F-Klasse und 

hat bereits das Riesenstadium (lll) erreicht. Die Oberflächentemperatur beträgt ca. 

7030 K, seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit ca. 84 km/s [506]. Die Fraunhofer 

H + K- Linien haben bereits bei dieser frühen F-Klasse die Intensität der H- Balmerserie 

übertroffen und die K- Linie bei λ 3968 hat die Hε Absorption überprägt. 

Procyon (11 Lj) ist mit F5 lV-V klassiert und repräsentiert somit etwa die Mitte der F-Klasse. 

Wie Sirius hat er einen Weissen Zwerg als Begleiter. Die Leuchtkraftklasse lV-V verrät, dass 

er damit begonnen hat, im HRD die Hauptreihe in Richtung Riesenast zu verlassen. Die 

scheinbare Rotationsgeschwindigkeit liegt bei lediglich ca. 6 km/s. Die Oberflächentemperatur 

beträgt ca. 6630 K und ist somit erwartungsgemäss deutlich tiefer als beim früher 

klassierten Adhafera. Dies hat auf den ersten Blick nur geringe Auswirkungen auf den Profilverlauf 

des Spektrums. Der markanteste und wichtigste Unterschied betrifft das „Markenzeichen“ 

der F-Klasse – die Intensitätszunahme des molekularen CH-Absorptionsbandes 

(bei ca. λ 4300) und umgekehrt das Schrumpfen der benachbarten Hγ Linie. Ebenso das Intensitätswachstum 

der Ca l Linie (λ 4227), welche bei dieser Auflösung erst beim kühleren 

Procyon deutlich sichtbar wird. Einige weitere Differenzen dürften u. a. auch durch die unterschiedliche 

Leuchtkraftklasse bedingt sein. 


Die Identifikation basiert u. a. auf [1], [5], [51], [52], [59]


TAFEL 30 

Hα 6562.82 

Adhafera ζ Leo 

F0 lll 

Hβ 4861.33 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

H8 3889.05 

Telluric O 2 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Ca l/Fe l 5587-90 

Fe l 5404 - 15 

Fe l 5328.53 


Fe l/Ti ll 5227 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Fe l/Ni l 5079-81 

Fe l 5041 

Fe ll 5018.44 

Fe l 4983 

Fe l 4957 

Fe ll 4923.92 

Mn l 4754 

Ti ll 4708 

Fe ll/Sc ll 4666/70 

Fe ll/Cr ll 4585/88 

Ti ll 4550/56 

Fe l/Ti ll 4520 - 34 

CH 4299 - 4313 

Ca I 4226.73 

Fe ll/Ti ll 4172-73 

Mn l 4031-36 

G 

I=0.3 

H9 3835.38 

Procyon α CMi 

F5 lV-V 

Fe l/Ca l 4454 - 59 

Fe l 4383.55 

G 

I=0.5 

© Richard Walker 2010/05


Tafel 31: Auswirkung der Leuchtkraftklasse auf die Detailspektren von Porrima (γ Vir), 

Caph (β Cas) und Mirfak (α Per). 

Porrima (39 Lj) ist mit F0V klassiert und steht, wie unsere Sonne, als sog. „Zwergstern“ 

noch auf der Hauptreihe. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 7100 K, die scheinbare 

Rotationsgeschwindigkeit konnte nicht eruiert werden. 

Caph (55 Lj) ist mit F2 lll-lV klassiert. Somit bewegt er sich im HRD auf dem Weg von der 

Hauptreihe auf den Riesenast. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 6700 K. Seine 

scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird von Kaler [506] mit 70 km/s angegeben. 

Mirfak (600 Lj) ist mit F2 lb klassiert und gehört somit zu den Überriesen. Die Oberflächentemperatur 

beträgt ca. 6180 K. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird mit ca. 18 

km/s angegeben. Dieser Stern hat sein früheres Hauptreihenstadium in der B-Klasse absolviert 

[506]. 

Der Vergleich dieser drei auf denselben Kontinuumsabschnitt normierten Spektren zeigt bei 

den unterschiedlichen Leuchtkraftklassen keine spektakulären Unterschiede. Eine Differenz 

bezüglich der Intensität- und Breite der H-Linien ist rein optisch nicht wahrnehmbar. Die 

Metallinien sind beim Überriesen Mirfak etwas intensiver als beim Riesen Caph. Zwischen 

Caph und dem Hauptreihenstern Porrima sind optisch kaum Differenzen erkennbar.

Auswirkung der Leuchtkraftklasse (Luminosity Effect) auf Spektraltyp F 


TAFEL 31 

Fe ll 4629.34 

Fe ll/Cr ll 4585/88 

Ti ll 4572 

Fe ll 4550/56 

Ti ll 4534 

Ti ll 4501 

Mg ll 4481 

Ti ll 4470 

Ti ll 4444 

Ca l 4435 

Ti ll 4400 

Ti ll 4395.04 

Fe l/ll 4384-85 

Ti ll 4368 


Hγ 4340.47 

Fe l 4326 


CH/Fe ll 4299-13 

Cr l/Ti ll 4290 

Fe l 4271-72 

Zr ll 4258 

Sc ll 4247 

Fe ll 4231-33 

Y ll/V ll/Fe ll 4177-79 

Fe ll/Ti ll 4172-73 

Zr ll 4149 

Fe l 4143 

Si ll 4128/30 

Fe l/ll 4118/22 

Hδ 4101.74 

Fe l 4084 

Sr ll 4077.71 

Fe l 4064 

Fe l 4045 

Mn l 4031-36 

Zr ll 4024 

Fe l 4002/05 

Fe l 3997 

Fe l/Yll 3983 

Ca II 3968.74 

Ca II 3933.66 

Mirphak α Per 

F2 lb 

β Cas 

F2lll-lV 

Ti ll 4708 

Fe ll/Sc ll 4666/70 Caph 

Sr ll 4215.52 

Fe l/V ll 4202 

Porrima γ Vir 

F0 V 

Cr ll 4634.1 

Cr ll/Fe ll 4618-20 

Fe ll 4583.83 

Ti ll 4564 

Fe ll 4508 

Fe ll 4490 

Ca I 4454.78 

Fe l/ll/Ti ll 4415-18 

Ca I 4226.73 

Ti ll 4154 

Mn l 4055 

Mirphak 

Caph 

Porrima 



16 Spektralklasse G 


Die gelblich scheinenden Sterne der G-Klasse geniessen, spektralanalytisch gesehen, einen 

Sonderstatus, da sie unserer Sonne, mit dem wohl am besten erforschten und dokumentierten 

Spektrum, mehr oder weniger ähnlich sind. Am Südsternhimmel ist α Centauri mit G2V 

gleich klassiert wie die Sonne. Dessen Oberflächentemperatur ist auch etwa gleich hoch 

wie bei unserem Zentralgestirn. Am Nordsternhimmel ist Muphrid (η Boo) mit G0 IV relativ 

nahe zur Sonne eingestuft. Sonst sind hier unter den helleren Sternen kaum direkte „Klassenkollegen“ 

unseres Zentralgestirns zu finden. Capella ist mit seinen beiden Doppelsternkomponenten 

G5llle und G0lll im HRD bereits auf dem Riesenast angesiedelt. Dasselbe gilt 

mit G0lb auch für Sadalsuud (β Aqr). 

Weitere namhafte G-Sterne sind erst in den Klassen G7 und später zu finden, wie Kornephoros 

(β Her), γ Leo, γ Per, δ Boo, Vindemiatrix (ε Vir). 

16.2 Eckdaten der frühen bis späten G Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der G-Klasse im 

Vergleich zur Sonne () gem. [701]. 

Masse 

M/M 



Temperatur 


Radius 

R/R 

Leuchtkraft 

L/L 

1.05 – 0.9 7 – 15 Mrd 6‘000 – 5‘500 1.1 – 0.85 1.5 – 0.66 

Auffällig ist der prozentual sehr geringe Massenbereich, welcher durch diese Klasse abgedeckt 

wird. Trotzdem reagieren darauf die Lebenserwartung und Leuchtkraft des Sterns 

fast grotesk empfindlich. Unsere Sonne gehört mit G2V zur frühen G-Klasse. Ihre Verweildauer 

auf der Hauptreihe beträgt ca. 7 Mrd. Jahre und die Oberflächentemperatur ca. 

5800 K. 

16.3 Spektrale Merkmale der G-Klasse 

Die Fraunhofer H+K Linien des ionisierten Ca II werden hier eindrücklich stark und erreichen 

theoretisch etwa bei den späten G-Klassen ihre maximale Intensität. Dies ist auch im 

Diagramm in Kap. 6 ersichtlich. Im Sonnenspektrum (G2V) bilden sie denn auch die mit Abstand 

stärksten, vom Stern selbst erzeugten Spektrallinien. Dabei ist bei den Hauptreihesternen 

der G-Klasse die K- Linie immer leicht intensiver als die H-Linie. 

Die H-Balmerlinien werden deutlich schwächer, sodass sie jetzt sogar von diversen Metallabsorptionen 

übertrumpft werden. Sie verlieren deshalb ab hier die Bedeutung als willkommene 

Orientierungsmarken, z.B. bei der Kalibrierung und Linienidentifikation. 

Die Intensität des sog. Magnesium Triplets (λ 5169–83) hat bereits während der F-Klasse 

zugenommen und erreicht hier eine beachtliche Stärke, sodass es mit „b“ sogar eine eigene 

Fraunhoferbezeichnung erhalten hat. Die bei den frühen und mittleren F-Klassen erst 

schwach sichtbare Ca l Linie (λ 4227), wird jetzt ebenfalls deutlich stärker und trägt die 

Fraunhoferbezeichnung „g“. 

Generell wird hier der Trend der F-Klasse fortgesetzt, dass die Linien der neutralen Metalle, 

z.B. Fe I und die Fraunhofer D-Linien (Na I), intensiver werden. Gegen die späteren Subklassen 

ersetzen sie zunehmend die Absorptionen der ionisierten Elemente. Durch die Dominanz 

der feinen Metallinien werden die Spektren jetzt zunehmend komplexer und unüber-


sichtlicher. Deshalb ist ausgerechnet unser Zentralgestirn leider kein geeignetes Einsteigerobjekt. 

Die Temperatur ist hier so „niedrig“ geworden, dass in den Sternatmosphären einfache, robuste, 

sog. diatomische Moleküle überleben können. Am prominentesten erscheint das 

Fraunhofer G- Band des CH- Moleküls, welches bereits in den späten F-Klassen die Intensität 

der Hγ-Linie übertroffen hat. Weiter auch starke CN- und CH-Absorptionsbänder im Violettbereich, 

welche dort die H8- und H9-Balmerlinien bis zur Unkenntlichkeit überprägen. In 

hochauflösenden Spektren sind jetzt auch feinere Absorptionsbänder des Kohlenmonoxids 

CO zu sehen. 

Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums verschiebt sich in den Grünbereich des 

sichtbaren Spektralbereichs, weshalb auch die Evolution unsere Augen auf diesen Bereich 

optimiert hat (Sonne G2V). 

Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf eines G5 V Standardsterns gemäss Vspec 

Tools/Library. Rot markiert ist der Bereich auf der kurzwelligen Seite der H+K Fraunhoferlinien, 

wo ca. ab der G-Klasse starke CN- und CH Absorptionsbänder die H8- und H9- 

Balmerlinien überprägen. 


Tafel 40: Muphrid (η Boo) und Vindemiatrix (ε Vir) 

Die Entwicklung der G- Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines frühen 


Gitter). 

Muphrid (37 Lj) hat sich mit G0 lV bereits etwas von der Hauptreihe weg, in Richtung Riesenast 

im HRD bewegt. Von allen, am Nordsternhimmel mit blossem Auge sichtbaren Sternen, 

ist er der engste „Klassennachbar“ zur Sonne (G2V). Seine Oberflächentemperatur ist 

mit ca. 6100 K etwas heisser als bei unserem Zentralgestirn – daher auch die frühere Klassierung. 

Er ist ein spektroskopischer Doppelstern, dessen B-Komponente allerdings so klein 

ist, dass sie, im Gegensatz zu Spica, kein sichtbares Aufsplitten der Spektrallinien bewirken 

kann (SB1 System). Muphrid wird von mehreren Quellen als überdurchschnittlich metallreich 

eingestuft. Trotzdem fehlt hier der Suffix m in der Klassierung. 

Vindemiatrix (103 Lj) ist mit G8 lllab ein später Vertreter der G-Klasse und hat sich bereits 

zum Riesen entwickelt. Seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird mit


schrumpft und neben dem dominierend gewordenen G-Band (CH) nur noch schwierig auszumachen. 

Sonst sind keine spektakulären Änderungen zu sehen. In hochaufgelösten 

Spektren wären jedoch innerhalb der Blends deutliche Intensitätsunterschiede der einzelnen 

Teillinien feststellbar. 

Tafel 41 und 42: Sonne, aufgenommen mit reflektiertem Tageslicht. 

Unser Zentralgestirn, mit einer Oberflächentemperatur 

von ca. 5800 K, steht mit der Spektralklasse G2V noch 

als normaler Zwergstern auf der Hauptreihe. Auf diesen 

Tafeln ist die Sonne mit einem breitbandigen Übersichtsspektrum 

(200L Gitter) und mit drei höher aufgelösten 

Profilen im Blau-, Grün- und Rotbereich (900L 

Gitter) dokumentiert. 

Die Sonne hat eine sehr niedrige Rotationsgeschwindigkeit 

von knapp unter 2 km/s, was für mittlere und 

späte Spektralklassen normal ist. Hier wirkt u. a. der 

Bremseffekt der Magnetfelder, welche durch die zunehmende 

Mächtigkeit der äusseren Konvektionszone, 

stärker werden. Das Bild zeigt eine Aufnahme der Sonne 

im Hα Licht des Satelliten SOHO. 


Die Identifikation basiert auf [80], [81], [59]


TAFEL 40 

Hα 6562.82 

Ca I 6161 

Na l 5895.92 D1,2 

Na l 5889.95 

Ca l 5857 

Ni l 5476.91 

Fe l 5429.7 

Fe l 5405 

Fe l 5328 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Fe l/ Fe ll/Ti l 

Fe l 4920 

Hβ 4861.33 

Mg l 4703.98 

Ti ll/ Fe ll 4550 

Fe l 

Fe l 4383.55 

Hγ 4340.47 

CH 4299 - 4313 

Ca I 4226.73 

CH /Fe l 

Fe l 

Hδ 4101.74 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

Muphrid η Boo 

G0 lV 


Fe l/ Mn l 4754 - 58 

Fe l/ Ti l 4668 

Cr l/Fe l/Ni l 4646 - 49 

Fe l/Ca l 4526 - 29 

C 

E 

G F b 

Ca l/ Mn l/ Fe l 4452 - 64 

Fe l 4405 

Fe l/Mg l/Co l 4058 

CN/CH Absorption 

K H h 

I=0.5 

Ca l 6362 


G8 lllab 

I=0.4 



TAFEL 41 

Telluric H 2 O 

Telluric O 2 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Fe l 5405 

Fe l 5328 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Hβ 4861.33 

Fe l/ Ti l 4668 

Fe l 4383.55 

Hγ 4340.47 

CH 4299 - 4313 

Ca I 4226.73 g G f e b 

Fe l/ Fe ll/Ti l 

F 

Fe l/ Mn l 

Mg l 4703.98 

d 

Fe l/Ca l 4526 - 29 

Ca l/ Mn l/ Fe l 4452 - 64 

Hδ 4101.74 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

CN/CH Absorption 

Sun G2V 

Telluric O 2 

C B A 

a 

D2 D1 

Fe l/Ca l 5270 E 

K H h 

I=0.3 

Ni l 4715 

Fe l/Mn l 4709 

Mg l 4703.98 

Fe l 4691 

Fe l 4679 

Fe l/ Ti l 4668d 

Fe l/Cr l 4655 

Fe l 4638 

Cr l 4580.07 

Fe l 4494.57 

Ti ll/Fel 4469 

Fe l 4383.55 

Hγ 4340.47 

Cr I 4254.3 

Ca I 4226.73 

CH 4201 

Fe l/ V l 4128 

Fe l 4109.81 

CO 4092.39 

Sr ll 4077.71 

Fe l 4063.6 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

Fe l 4768 

Fe l/ Mn l 4754 - 58 

Fe l 4737 

Cr l/Fe l/Ni l 4646 - 49 

Fe l,ll/Ca l 4584 - 86 

Ti l/Mg l 4572 

Ti ll 4563.76 

Ti ll/ Fe ll 4550 

Ti l,ll 4534 - 36 

Fe l/Ca l 4526 - 29 

Ti l 4501.27 

Fe l,ll 4490 

Fe l 4482.25 

Ca l/ Mn l/ Fe l 4452 - 64 

Fe l 4443 

Ca l 4434.96 

Fe l 4415.13 

Fe l 4404.75 

CH/ Cr l/ Sc ll 4375 

CH/Cr l/ Mg l 4352 

Fe l/CH 4325 

CH 4299 - 4313 G 

Ti l/Fe l/CH 4290 - 91 

Fe l/CH 4271 -72 

Fe l 4260.48 

Fe l 4250 

Fe l/CH 4236 

Fe l/Sr ll 4216 

Fe l 4202.03 

Fe l 4188 

FeI,II/ Ti I,II 

Mg l 4167.27 

Fe l 4154 - 57 

Fe l 4143.87 

Fe l 4132 - 34 

Fe l/CO 4119 

Hδ 4101.74 

Fe l 4084 

Fe l 4071.74 

Fe l/Mg l/Co l 4058 

Fe l 4045 

Fe l/Mn l 4030 - 33 

Fe l 4005.25 

Fe l 3996-98 

Fe l 3983.9 

Ti l/Fe l 3956 

Fe l 3922.91 

h g f e 

K H 

I=0.2 



TAFEL 42 

Fe l 5624.55 

Fe l 5555.71 

Fe l,ll 5535 

Fe l 5488 

Fe l 5455.61 

Fe l 5429.7 

Fe l 5405 

Fe l 5393.17 

Fe l 5324.19 

Ca l/Cr l/Fe l 5262-64 

Cr l 5254.92 

Fe l 5243 

Fe l 5232.95 

Fe l 5216-17 

Magnesium 

Triplet 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Fe l 5148 

Fe l 5108 - 10 

Fe l 5027 -28 

Fe l/Ti l 5012 - 15 

Fe l/Ni l 5000 - 03 

Fe l 4939 

Fe l 4919-20 

Fe l 4903.32 

Hβ 4861.33 

Cr ll 4848.24 

Fe l 4772.82 

Fe l/Sc ll 5658 - 59 

Fe l 5615.65 

Fe l/Ca l 5601 - 03 

Fe l/Ca l/Ni l 5587 - 89 

Fe l 5572.85 

Fe l 5544 

Mg l 5528.4 

Ca l 5512.98 

Ni l 5476.91 

Fe l 5463 

Fe l 5446.92 

Fe l 5434.23 

Fe l 5424.07 

Fe l 5397.13 

Fe l 5383.37 

Fe l 5371.49 

Cr l/Ca l 5349 

Fe l 5340 - 41 

Fe l 5328 

Cr l 5297 - 98 

Fe l 5282 - 84 


Fe l 5250-51 

Fe l 5227 

Cr l 5206 - 08 

Fe l 5192 

Fe l 5139 - 42 

Fe l 5125 

Fe l 5099 

Fe l 5079 

Fe l 5065 

Fe ll 5050 - 52 

Fe l 5041 

Fe ll 5018.43 

Fe l 5006 

Fe l/Ti l 4982 - 84 

Fe l 4957.6 

Fe l 4946.39 

Fe l /Ball 4934 

Fe l 4910 

Fe l 4891 

Fe l 4872 

Ni l 4855.41 

Fe l 4840 

Mn l 4823.51 

Fe l 4800 

Mn l 4766 

E 

F b2 b1 

Hα 6562.82 

Telluric O 2 

Sun G2V 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Ca l 5857 

Ca l 6169/70 

Ca l 6162 

Fe l 6137 

Ca l 6122.22 

Ca l 6102.72 

Fe l 5914.16 

D2 D1 a C 

Fe l 5753.38 



17 Spektralklasse K 


Zu den Sternen der gelborange leuchtenden Sterne der K-Klasse gehören bekannte Namen 

wie Pollux, Aldebaran, Arcturus, Hamal, Alphard, sowie die hellere, gelborange leuchtende 

A-Komponente des Parade-Doppelsterns Albireo A (K3 ll). 

17.2 Eckdaten der frühen bis späten K Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der K-Klasse im 


Masse 

M/M 



Temperatur 


Radius 

R/R 

Leuchtkraft 

L/L 

0.8 – 0.6 >20 Mrd 5250 – 4000 0.8 – 0.65 0.42 – 0.10 

Auffällig ist auch hier der prozentual sehr geringe Massenbereich, welcher durch diese 

Klasse abgedeckt wird. Die Verweildauer auf der Hauptreihe ist bei sämtlichen 

K-Zwergsternen länger als das bisher geschätzte Alter des Universums von ca. 13.7 Mrd. 

Jahren. Dies bedeutet nichts weniger, als dass im gesamten Kosmos noch kein einziger 

Stern dieser Klasse auf den Riesenast abgewandert ist! Die Leuchtkraft der 

K-Hauptreihensterne ist so niedrig, dass sie nur noch auf relativ kurze Distanzen sichtbar 

sind. Daher befinden sich sämtliche oben aufgezählten „Highlights“ dieser Klasse im 

leuchtkräftigen Riesenstadium. Diese massereichen Sterne waren während ihrer Zeit auf 

der Hauptreihe wesentlich früher klassiert und sind erst im Riesenstadium hierher „gewandert“. 

Ihre Parameter liegen daher weit ausserhalb der obigen Tabellenwerte. Hier werden 

diese, deutlich oberhalb der Hauptreihe, nur noch ein relativ kurzes Gastspiel geben, bevor 

sie als SN oder Weisse Zwerge enden werden. 

Echte K-Hauptreihensterne sind mit blossem Auge nur wenige 

zu sehen. Auf der Nordhalbkugel am bekanntesten ist 

wohl der bloss 11 Lj entfernte Doppelstern 61 Cygni mit einer 

gesamten, scheinbaren Helligkeit von gerade mal 4.8 m 

und den Spektralklassen K5V und K7V (siehe Tafel 52). Die 

Wikipedia Grafik zeigt den Grössenvergleich der beiden 

K-Klasse Komponenten zur Sonne. 

17.3 Spektrale Merkmale der K-Klasse 

Die Temperatur dieser Klasse ist deutlich niedriger als in der G-Kategorie, trotzdem aber 

noch etwa so hoch, wie innerhalb der Sonnenflecken unseres „Haussterns“. Dementsprechend 

sind auch die Spektren dieser frühen K- und die der gesamten G-Klasse noch sehr 

ähnlich. Die folgende Grafik zeigt im kurzwelligen Blaubereich die überlagerten Profile von 

Pollux (blau) und Sonne (grün). Bereits Fraunhofer war die frappante Ähnlichkeit der beiden 

Spektren aufgefallen.


Oberflächlich gesehen gleichen sich die beiden Profile tatsächlich sehr stark, obwohl Pollux 

(K0 lllb) ein Riese und die Sonne (G2V) ein Hauptreihenstern ist. Offenbar setzt sich auch in 

der G-Klasse der Trend fort, dass die Leuchtkraft-bedingten Unterschiede in den Profilen 

zunehmend geringer werden. 

Innerhalb der obigen G- und frühen K-Subklassen treten offensichtlich noch keine spektakulären 

Änderungen spektraler Merkmale auf. Genauer betrachtet sind dann aber doch diverse 

Unterschiede bez. Intensität und Kontinuumsverlauf festzustellen. Die Spektrallinien sind 

jetzt vorwiegend auf neutrale Atome oder einfache, diatomische Moleküle zurückzuführen. 

Die Intensität der neutralen Metalle nimmt weiter zu, diejenige des neutralen Kalziums Ca l 

bei λ 4227 hat bei der Klasse K5 das G-Band übertroffen (Detail in Tafel 50 rot markiert). 

Letzteres wird schwächer und „zerfällt“ ca. ab K5 in mehrere diskrete Einzellinien. Die H- 

Balmerserie wird so schwach, dass sie ausser der Hα- und der stark geschrumpften Hβ- Linie, 

immer schwieriger auszumachen ist. Das Magnesium Triplet wirkt immer noch auffällig. 

Im Laufe der späteren K-Subklassen erfolgt ein markanter Umbruch und die Ähnlichkeit zum 

Sonnenspektrum geht zunehmend verloren. Ab ca. K5 erscheinen, vor allem in der langwelligen 

(roten) Hälfte des Spektrums, Titanoxid (TiO) Bänder, welche zunehmend die diskreten 

Linien und die tellurischen H2O und O2 Absorptionen überprägen. Deshalb war Aldebaran, 

mit der heutigen Klassierung K5 lll, bereits Pater Angelo Secchi als Übergangsstern für 

das Auftreten der Bandenspektren aufgefallen. 

In Gebrauch sind lediglich die Klassen K1 – K5 und K7. K6, K8 und K9 sind bisher nicht 

zugeteilt worden. Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums verschiebt sich in den 

Rotbereich des sichtbaren Spektralbereichs. Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf 

eines K4 lll Standardsterns gemäss Vspec Tools/Library. 


Tafel 50: Arcturus (α Boo) und Alterf (λ Leo) 

Die Entwicklung der K- Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines frühen 


Gitter). 

Arcturus (37 Lj) ist mit der Klassierung K1.5 Ill Fe-0.5 ein früher 

K-Stern und steht auf dem Riesenast des HRD. Seine Oberflächentemperatur 

beträgt ca. 4290 K. Der Suffix in der Klassierung 

weist auf ein relatives Defizit an Eisen hin. Das Verhältnis 

/ beträgt bei Arcturus, im Vergleich zur Sonne, nur ca. 20% 

[506]. Die Grafik zeigt das Grössenverhältnis von Arcturus zur


Sonne. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird in [505] mit


TAFEL 50 

Hα 6562.82 

Fel 6358.7 

Ti I 6258-61 

Ca I 6162 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Ca l 5857 

Fe l 5781/88 

Fe l 5587 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Hβ 4861.33 

Fe l 4383.55 

Hγ 4340.47 

CH 4299 - 4313 

Ca I 4226.73 g 

Hδ 4101.74 

GF 

Fe l 5429.7 

Fe l 5405 

Fe l 5371.49 

Fe l 5328 

Cr l 5297 - 98 


Fe l 5227 

Magnesium Cr l 5204 - 08 

Triplet 

Fe l 5125 

b 

Fe l 5083 

Fe l 5041 

Fe l/Ti l 5002-13 

Ti l 4981.73 

Ba ll 4934.1 

Fe l 4919-20 

Fe l 4889-91 

Mn l 4783 

Fe l/Mn l 4766 - 68 

Mg l 4703.98 

Fe l/ Ti l 4668 

Cr l 4646 

V l/Ca l 4580 - 94 

Ti l/Fe l 4526 - 29 

Fe l 4482 - 95 

Ca l/ Fe l 4455 - 59 

Fe l 4427-35 

Fe l 4405 

Fe l/CH 4271 -72 

CH /Fe l 

Fe l 

Fe l 4144-48 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

Arcturus α Boo 

K1.5 III Fe-0.5 

C 

D2 D1 

E 

K H h 

I=0.1 

Alterf λ Leo 

K5 lll 

Fe l 4734 

Fe l 4072 

Fe l 4046 

Ti l 4025 

Ti l 3990 - 99 

I=0.4 © Richard Walker 2010/05


TAFEL 51 

Hα 6562.82 

Fel 6358.7 

Ca I 6161 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Pollux β Gem 

K0 lllb 

Fe l 5227 

Fe l 5080 

Fe l 5041 

Fe l 4958 

Fe l 4938 - 40 

Fe l 4889 

Mg l 4703.98 

Fe l 

Fe l 4427-31 

Fe l 4383.55 

CH 4299 - 4313 

Fe l 

Fe l 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

Fe l 5587 

Mg l 5530 

Ti l 5514 

Ni l 5476.9 

Fe l 5429.7 

Fe l 5397 - 06 

Fe l 5371 

Fe l 5328 

Cr l 5298 


Fe l 5099 

Magnesium 

Triplet 

Fe l 5781 

Fe l/Ti l 5002-13 

Ti l 4982 

Fe l 4920.5 

Hβ 4861.33 

Mn l 4784 

Fe l/Mn l 4767 - 68 

Fe l 4734 - 36 

V l/Ca l 4580 - 86 

Ti l/Fe l 4526 - 29 

Ca l/ Fe l 4455 - 59 

Hγ 4340.47 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Mg l 5167.32 

Fe l/Cr l 4271 -72 

Ca I 4226.73 

Fe l 4144-48 

Hδ 4101.74 

Fe l/Mg l/Co l 4056-58 

b 

Fe l/ Ti l 4668 d 

Cr l 4646 

Fe l 4404.75 

D C 

E 

F 

G 

H 

K 

I=0.4 

V l 4594 

V l/Ca l 4580 

Cr l 4565 

Ti l 4533 - 36 

Fe l 4494.56 

Ti ll/Fel 4469 

Fe l 4383.55 

Cr l 4359.6 

Hγ 4340.47 

CH 4299 - 4313 

Cr l 4255.5 

Ca I 4226.73 

CN 4179 - 97 

Fe l/Sr ll 4075-78 

Fe l 4063.6 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

Fe l/Mn l 4767 - 68 

Fe l/ Mn l 4754-58 

Fe l 4734 - 36 

Ni l/Ti l 4715 

Ti l 4710 

Mg l 4703.98 

Ti l 4682 

Fe l 4679 

Fe l/ Ti l 4668 

Ti l 4656 

Cr l 4646 

Cr l 4638 

Fe l/Cr l 4600 - 02 

V l/Ca l 4586 

Ti l/Mg l 4572 

Ti l/Ba ll 4552-54 

Ti l 4533-36 

Ti l/Fe l 4526 - 29 

Ti l/Fe l 4512 - 14 

Fe l 4490 

Fe l 4482.25 

Ca l/ Fe l 4455 - 59 

Fe l 4442-48 

Fe l 4427-31 

Fe l 4415.13 

Fe l 4404.75 

Fe l/V l 4389-96 

Fe l 4375 

Fe l/Cr l 4352-53 

Fe l 4325 

G 

Ti l/Fe l 4290 -96 

Fe l/Cr l 4271 -72 

Fe l 4260.48 

Fe l 4250 

Fe l/CH 4234-36 

Sr ll 4215.52 

Fe l 4202.03 

Fe l 4185 

Fe I 4171-75 

Mg l 4167.27 

Fe l 4154 - 57 

Fe l 4144-48 

Fe l 4132 - 34 

Fe l/Co l 4119 

V l 4111.77 V l 4111.79 

Hδ 4101.74 


Fe l 4071.74 

Fe l/Mg l/Co l 4056-58 

Fe l 4045.81 

Mn l 4030 - 36 

Ti l/ll 4025 

Mn l 4018.1 

Fe l 4005.25 

Fe l/Ti l 3998 

Ti l 3989.58 Ti l 3989.76 

Fe l 3983.9 

Fe l 3956.68 

Al l 3944 

I=0.2 



Tafel 52: Auswirkung der Leuchtkraftklasse auf die Detailspektren der späten K-Klasse: 

61 Cygni B und Alsciaukat (α Lyncis). 

61 Cygni B (11 Lj) ist die schwächere der beiden Doppelsternkomponenten. Mit K7 V klassiert 

steht diese, wie unsere Sonne, als sog. „Zwergstern“ auf der Hauptreihe. Seine Oberflächentemperatur 

beträgt ca. 4120 K, seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit ist 


TAFEL 52 

Auswirkung der Leuchtkraftklasse (Luminosity Effect) auf Spektraltyp K 

Fe l/Mn l 4767 - 68 

Fe l 4727/37 

Ni l/Ti l 4715 

Ti l 4710 

Ti l 4682 

Fe l/ Ti l 4668 

Ti l 4656 

Cr l 4646 

Cr l 4638 

V l 4594 

Ca l 4581/86 

Mg l 4572 

Cr l 4565 

Ti l 4552-54 

Ti l 4533-36 

Ti l/Fe l 4526-29 

Ti l/Fe l 4512-14 

Fe l 4494.56 

Fe l 4490 

Fe l 4482.25 

Ca l/ Fe l 4455/59 

Fe l 4442-48 

Ca l 4435.69 

Fe l 4415.13 

Fe l 4404.75 

Fe l 4383.55 

Fe l 4375 

Cr l 4359.6 

Cr l/Fe l 4352-53 

Hγ 4340.47 

Fe l 4325.76 

Ti l 4314 

Cr l 

Fe l 4308 

Ti l 4301 

Cr l l/Fe l 4290/94 

Fe l/Cr l 4272/75 

Fe l 4260.48 

Fe l 4251-54 

Ca I 4226.73 

Sr ll 4215.52 

Fe l 4198 - 02 

Fe I 4171-78 

Fe l 4144-48 

Fe l 4132 - 34 

Fe l/Co l 4119 

V l 4111.79 

Hδ 4101.74 

Fe l/Sr ll 4075-78 

Fe l 4071.74 

Fe l 4063.6 

Fe l/Mg l/Co l 4056-58 

Fe l 4045.81 

Mn l 4030 - 36 

Ti l 4025 

? 

Fe l 4891 

Hβ 4861.33 

Alsciaukat α Lyncis 

K7 lll ab 

Fe l/CH 4234-37 

61 Cygni B K7 V 


α Lyncis 

61 Cygni B 



TAFEL 53 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Cr l 5791 

Fe l 5781 

Fe l 5763 

Fe l 5753.38 

Fe l/Sc ll 5658-59 

Fe l 5624.55 

Fe l 5615.65 

Fe l/Ca l 5601-03 

Fe l/Ca l/Ni l 5587-89 

Fe l 5572.85 

Fe l 5544/47 

Mg l 5528.4 

Fe l 5481 

Ni l 5476.91 

Fe l 5455.61 

Fe l 5446.92 

Fe l 5434 

Fe l 5429.7 

Fe l 5405 

Fe l 5397.13 

Fe l 5390 

Fe l 5371.49 

Cr l 5346/48 

Fe l 5340-41 

Fe l 5328 

Fe l 5324.19 

Fe l 5303 

Cr l 5298 

V l 5727 

Fe l 5698 

Fe l 5507 

Fe l 5501 

Fe l 5282-84 


Fe l/Ca l/Cr l 5262-64 

Fe l 5255 


Fe l 5242 

Fe l 5232.95 

Fe l 5227 

Cr l 5204/08 

Fe l 5192 

Mg l 5183.60 

Mg l 5172.68 

Aldebaran α Tau 

K5 lll 

Ti l 5514 

Fe l 5497 

Fe l 5307 

Cr l/Fe l 5410 

Fe l 5250 

Magnesium 

Triplet 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Hα 6562.82 

Ti I 6258/59/61 

V I 6243 

Ca I 6169/70 

Ca I 6162 

Ca I 6137 

Ca I 6122.22 

Ca I 6102.72 



18 Spektralklasse M 


Zu den orange rot leuchtenden Sternen der M-Klasse gehören bekannte Namen wie Beteigeuze, 

Antares, Mirach (β And), Scheat (β Peg), Ras Algheti (α Her), Menkar (α Cet), Tejat 

Posterior (μ Gem). Einige späte Typen dieser Klasse sind langperiodisch Veränderliche wie 

Mira (M7llle). 

18.2 Eckdaten der frühen bis späten M Klassen 

Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv für die Hauptreihensterne der M-Klasse im 


Masse 

M/M 



Temperatur 


Radius 

R/R 

Leuchtkraft 

L/L 

0.5 – 0.08 >100 Mrd 3‘850 – 2‘600 0.63 – 0.17 0.08 – 0.001 

Auffällig ist der, im Vergleich zu den Vorklassen, prozentual wieder grösser gewordene 

Massenbereich, welcher innerhalb dieser Kategorie abgedeckt wird. Die „späte“ Hälfte dieser 

Klasse berührt bereits den Grenzbereich der Braunen Zwerge, welche in den folgenden 

Spezialklassen L, T und Y klassiert sind (werden hier vorläufig nicht behandelt). Wie die 

K-Zwerge haben auch die M-Sterne eine Verweildauer auf der Hauptreihe, welche hier noch 

wesentlich länger dauert als das bisher geschätzte Alter des Universums von ca. 13.7 Mrd. 

Jahren. Dies bedeutet, dass seit dem Big Bang im gesamten Kosmos auch noch kein einziger 

M-Hauptreihenstern im HRD auf den Riesenast abgewandert sein kann! Sämtliche für 

uns mit blossem Auge sichtbaren M-Typen, sind ehemalige Hauptreihensterne der Klassen 

B bis G und stehen hier nur noch für kurze Zeit bis zum Ende ihres Riesenstadiums. Ihre Parameter 

liegen daher weit ausserhalb der obigen Tabellenwerte. 

Von blossem Auge sind keine echten M-Hauptreihensterne 

sichtbar, obwohl sie 76% der näheren Sonnennachbarn 

ausmachen! Der berühmteste und gleichzeitig hellste Vertreter 

ist am Südhimmel Proxima Centauri mit der Spektralklasse 

M5 Ve. Mit einer Distanz von 4.22 Lj ist er der sonnennächste 

Fixstern, erreicht aber eine scheinbare Helligkeit 

von lediglich 11 m ! Deshalb wurde er auch erst 1915 entdeckt. 

Die Grafik (Wikipedia) zeigt Proxima Centauri im Grössenvergleich zur Sonne. Sein 

Durchmesser wurde mit dem HST zu ca. 200‘000 km bestimmt. Seine Verweildauer auf der 

Hauptreihe wird auf ca. 4 Billionen Jahre geschätzt! Ob unser Universum dann – in welcher 

Form auch immer – noch existiert, müssen kosmologische Modelle beantworten. 

18.3 Spektrale Merkmale der M-Klasse 

Die Fraunhofer H+K Linien bleiben innerhalb der gesamten M-Klasse markant. Neben der 

Hα Linie sind neutrales Kalzium Ca l bei λ 4227 sowie die Natrium Doppellinie bei 

λ 5890/95, die dominierenden diskreten Absorptionen, welche bei dieser Auflösung noch 

erkennbar sind. Das ehemals markante G -Band „zerfällt“ in mindestens drei Linien (BSA). 

Das Zepter übernommen haben hier die imposanten Absorptionsbänder des Titanoxid TiO, 

welche gegen die späten Subklassen deutlich an Intensität zulegen und Tausende von neutralen, 

atomaren Absorptionslinien überprägen, welche sonst hier zu sehen wären [1]. Obwohl 

sie bereits in den späten K-Klassen auftauchen, bilden sie das untrügliche „Markenzeichen“ 

der M-Kategorie. Titanoxid begegnen wir z.B. als Zusatz in Zahnpasten und Farben. 

Es stammt, wie auch die übrigen Metalle, aus Vorläufersternen der Sonne, d.h. längst 

explodierter Roter Riesen. Deutlich weniger häufig und auch mit kleinerer Intensität sicht-


bar, sind noch vereinzelt Banden der CaH- (Kalzium Hydrid) und MgH Moleküle (Magnesium 

Hydrid). Bei den späten M-Klassen erlaubt die niedere Temperatur nun zusätzlich die Bildung 

von weiteren diatomischen Molekülen, wie Vanadiumoxid (VO) und sogar molekularem 

Wasserstoff H2. 

Bei den Absorptionsbändern wird die Wellenlänge durch den intensivsten Punkt des Bandenprofils 

definiert („most distinct edge“). Infolge des sägezahnförmigen Verlaufs ist dieses 

Merkmal deutlich diffuser als bei diskreten Linien, welche theoretisch annähernd eine 

Gauss-Glockenform zeigen. Die Werte für die einzelnen Bänder können, je nach Quelle, 

teilweise bis zu 2 Å variieren. Diese Absorptionsbänder eignen sich deshalb auch nicht für 

eine präzise Eichung des Spektrums aufgrund bekannter Linien. Hohe Standards kann hier 

nur die Kalibrierung mit der Eichlampe erfüllen. 

Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums verschiebt sich in den Infrarotbereich des 

sichtbaren Spektralbereichs. Daher werden nun die tellurischen H2O und O2 Absorptionen 

im Rotbereich des Spektrums fast völlig von den stellaren, molekularen Banden überprägt. 

Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf eines M5 lll Standardsterns gemäss 

Vspec Tools/Library. Im Gegensatz zu den früheren Klassen entfernt sich die M-Kategorie, 

mit ihren massiven, molekular bedingten Absorptionslücken im Kontinuum, deutlich von der 

Strahlungscharakteristik eines idealen Schwarzkörpers. 


Tafel 60: Antares (α Sco) und Ras Algethi (α Her) 

Die Entwicklung der M- Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines 

frühen und späten Spektraltypen mit breitbandigen Übersichtsspektren demonstriert (200L 

Gitter). 

Antares (450 Lj) ist mit M1.5 lab ein Überriese der frühen 

M-Klasse und bildet die dominierende Komponente eines 

Doppelsternsystems. Seine Oberflächentemperatur beträgt 

ca. 3600 K. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird 

in [505] mit


TAFEL 60 

Antares α Sco 

M1.5 Iab-Ib 

CaH 6903/08/21 

Telluric O2 CaH 6750 

Hα 6562.82 

Ba ll/Ti l/Fe l/Ca l 

CaH 6390 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

Ni l 5476.91 

Fe l 5429.7 

Fe l 5405 

Fe l 5371.49 

Fe l 5328 

Cr l 5297 - 98 


Cr l 5204 - 08 

Mg l 5167/72/84 


Fe l 5080 

Fe l/Ti l 5012-13 

Fe l 5002 - 08 

Ba ll 4934.1 

Fe l 4920.5 

Hβ 4861.33 

MgH 4780 

Fe l/Mn l 4767 - 68 

Fe l/ Ti l 4668 

Cr l/Fe l/Ni l 4646-49 

V l/Ca l 4580 - 94 

Ti l/Fe l/Cr l 4526 - 29 

Ca l/ Fe l 4455 - 59 

Fe l 4383.55 

Hγ 4340.47 

Fe l/Ti l 4301- 4314 

Fe l 4251 - 54 

Ca l 4226.73 

Fe l 4198 - 02 

Fe l 4171 - 78 

Telluric O 2 

Magnesium 

Triplet 

Fe l/V l 4405 

Fe l 4072 

Fe l 4046 

Ti l 4025 

Ca II 3968.47 H 

Ca II 3933.66 

K 

I=0.4 

TiO 7126 

TiO 7088 

TiO 7054 

TiO 6815 

TiO 6782 

TiO 6715 

TiO 6681 

TiO 6651 


M5 Ib-Il 

TiO 6569 

TiO 6478 

TiO 6180 

TiO 6159 

TiO 5847 

TiO 5814 

TiO 5760 

TiO 5668 

TiO 5597/03 

TiO 5497 

TiO 5448/51 

TiO 5359 

TiO 5308 

TiO 5240 

TiO 5020 

TiO 5003 

TiO 4955 

TiO 6384 

TiO 6358 

TiO 6268 

TiO 5998 

TiO 5968 

TiO 5167 

TiO 4847 

TiO 4804 

TiO 4761-63 

TiO 4704 

TiO 4668 

TiO 4626 

TiO 4584 

TiO 4548 

TiO 4506 

TiO 4462 

TiO 4422 


I=0.0


19 Spektralsequenz auf dem AGB 

19.1 Evolution der Sterne auf dem Asymptotischen Riesenast (AGB) 

Der folgende, vereinfacht dargestellte Ablauf, gilt für Sterne mit 1 bis 8, je nach Quelle 

auch bis zu ca. 10 Sonnemassen. 

Roter Riesenast (Red Giant Branch RGB) 

Nach dem Verlassen der Hauptreihe bewegt sich der Stern im HRD zuerst auf dem Roten 

Riesenast (RGB) nach rechts oben. In dieser Phase verlagert sich die Fusionszone des Wasserstoffs 

im Sterninnern zunehmend in eine Schale rund um den wachsenden Heliumkern. 

Dadurch nehmen der Radius, und die Leuchtkraft des Sterns dramatisch zu, während die 

Dichte der Atmosphäre geringer wird und die Oberflächentemperatur sinkt. 

Horizontaler Ast (Horizontal Branch HB) 

Der sog. Heliumblitz (Helium Flash) stoppt abrupt diesen Aufstieg auf dem RGB. Dieses Ereignis 

wird durch die nukleare Zündung des Heliumkerns ausgelöst, welcher sich während 

der RGB Phase im Sternzentrum gebildet hat. Durch Heliumfusion und komplexe Zwischenprozesse 

wird jetzt im Zentrum Kohlenstoff und Sauerstoff gebildet. Dadurch bewegt sich 

der Stern zuerst ein kurzes Stück nach links und nach unten auf dem Horizontalen Ast (HB). 

Asymptotischer Riesenast (Asymptotic Giant Branch AGB) 

In einer späteren Phase beginnt das Helium in einer Schale um den Kern aus Kohlenstoff 

und Sauerstoff zu „brennen“ und zündet damit zusätzlich auch die Wasserstoff Fusion in 

einer äusseren Schale des Sterns. Dieses zeitweise mehrfache oder alternierende Schalenbrennen 

verursacht nun den Aufstieg des sich blähenden, instabilen Sterns entlang des 

AGB. Der Sternradius erreicht (bei einer Sonnenmasse) nun ca. 1.5 AE und die Leuchtkraft 

etwa das 10‘000 fache des früheren Hauptreihenstadiums. 

Post AGB Phase 

Im Endstadium stossen diese Sterne einen Planetarischen Nebel ab (siehe Kap. 24), welcher 

durch den verbliebenen, extrem heissen Kern, zur Emission von Licht angeregt wird. 

Dieser zentrale „Reststern“ zeigt anfänglich ähnliche Spektren wie Wolf Rayet Sterne (siehe 

Kap. 8). Später kühlt er ab und endet als Weisser Zwerg (White Dwarf) auf dem stellaren 

„Friedhof“ im unteren Teil des HRD. Im folgenden Diagrammausschnitt ist dieser Weg 

schematisch für Sterne von ca. 1, 5 und 10 Sonnenmassen eingetragen. 

Absolute Leuchtkraft M 

-10 

-8 

-6 

-4 

-2 

0 

2 

4 

6 

8 

30‘000 10‘000 7‘000 6‘000 4‘000 

Planetarischer Nebel 

10 M 

5 M 

Weisse Zwerge VII 

Effektive Temperatur K 

Riesen (II, III) 

Überriesen (I) 

Sonne 

O5 B0 A0 F0 G0 K0 M0 

Spektralklasse 

Helium 

Blitz 

10 5 

10 4 

10 3 

102 Horizontaler 

Ast HB 

10 

1 

10 -1 

Helligkeit relativ zur Sonne


19.2 Die Spektralklassensequenz der Mira Variablen auf dem AGB 

Diese Sequenz umfasst Sterne in der instabilen AGB Phase, beschränkt auf den Bereich von 

ca. 1 – 2 Sonnemassen und vorwiegend die Spektralklasse M, vereinzelt noch auf späte 

K-Typen. Diese Kategorie ist für Astroamateure nicht nur photometrisch, sondern auch 

spektralanalytisch interessant. Die noch nicht voll verstandenen, astrophysikalischen Zusammenhänge, 

sind hier stark vereinfacht dargestellt, hauptsächlich abgestützt auf [2]. Angekommen 

auf dem AGB wird der Stern, infolge der oben angedeuteten, komplexen Fusionsprozesse 

instabil, pulsiert und stösst viel Materie ab. Dadurch zeigen hier die meisten, 

aber nicht alle Sterne, das langperiodische Verhalten von sog. Mira Variablen. Aktuelle Theorien 

postulieren in dieser Phase starke, sog. thermische Pulse, welche im Sterninnern tiefgreifende, 

konvektive „Dredge up“ Prozesse auslösen. Dadurch werden Kohlenstoff, sowie 

Produkte des nuklearen S–Prozesses, an die Sternoberfläche befördert (z.B. Barium, Lithium, 

Zirkonium, Technetium etc.). Der Stern durchläuft während des Aufstiegs auf dem 

AGB die folgende Spektralklassensequenz (schematische Darstellung): 

M[e] MS S SC C 

C/O Ratio 

In diesem Verlauf wird der Sauerstoff in der Sternatmosphäre nicht nur zur Bildung von Metalloxiden 

(z.B. TiO, ZrO, YO) gebunden. Der Rest verbindet sich jetzt mit dem nun stark zunehmenden 

Kohlenstoff vorwiegend zu CO Molekülen [2]. Der Sauerstoffgehalt verringert 

sich dadurch laufend und wird in diesem Kontext als atomares Mengenverhältnis zum Kohlenstoff 

⁄ ausgedrückt. 

Im M(e) Stadium, d.h. im unteren Bereich des AGB, ist die Sternatmosphäre noch sauerstoffreich 

d.h. ⁄ ≈ 0.5. 

Hier dominieren noch TiO Absorptionen, meist verbunden mit einzelnen 

atomaren Emissionslinien. Deshalb habe ich bei dieser Klasse den Zusatz (e) angefügt, 

um sie klar von den relativ stabilen, auf dem RGB nur Wasserstoff fusionierenden Riesen 

der Spektralklassen K bis M zu unterscheiden. 

Infolge des zunehmenden Sauerstoffmangels verdrängen nun in den Klassen MS bis S diatomische 

Zirkoniumoxid Absorptionen (ZrO) zunehmend die Titanoxidbänder (TiO). Im Bereich 

der Spektralklasse S wird das Verhältnis ⁄ ≈ 1, 

d.h. es gibt hier kaum mehr ungebundenen 

Sauerstoff in der Sternatmosphäre. 

Oberhalb der Spektralklasse S wird ⁄ > 1. 

So entsteht ein Kohlenstoffüberschuss, welcher 

sich in einer zirkumstellaren Wolke ansammelt und dadurch das Sternspektrum nachhaltig 

prägt. So sind ab der Zwischenklasse SC, und verstärkt bei den folgenden Kohlenstoffsternen 

C, mit mässig hoch auflösenden Spektrografen nur noch Absorptionen von diatomischen 

Kohlenstoffmolekülen (CH, CN und C2) zu sehen. Zunehmend treten hier auch 

atomare Linien von S–Prozess Produkten, aber auch eindrückliche Absorptionen von Natrium 

in Erscheinung. 

Am oberen Ende des AGB angelangt, stösst der Stern, infolge thermischer Pulse und damit 

verbundener Schockwellen, schliesslich einen grossen Teil seiner äusseren Wasserstoffhülle 

als fotogenen, Planetarischen Nebel ab. 

>1 

≈1 


20 M(e) Sterne auf dem AGB 


Die instabilen M(e) Sterne auf dem AGB haben (noch) eine sauerstoffreiche Atmosphäre 

(⁄ < 1) 

und sind meistens langperiodisch Veränderliche des Typs LPV (Long Period Variable) 

oder „Mira Variable“. Die Schwankungsperiode der Helligkeit liegt in der Grössenordnung 

von ca. 100 bis 1000 Tagen. Prototyp dieser Klasse ist Mira (ο ceti). Diese Instabilität 

führt zu Schockwellen in der Sternatmosphäre, welche dadurch im Rhythmus der Helligkeitsschwankungen 

expandiert und kontrahiert (Radius bis zu Faktor 2!). Infolge dieses 

spektakulären Vorgangs verliert der Stern laufend Materie, wie jüngste Aufnahmen von Mira 

dokumentieren. Der Stern produziert auf seinem Weg durch die Galaxie eine eindrückliche 

Spur mit abgestossener Sternmaterie, welche sich im Ultraviolettbereich auf einer Länge 

von ca. 13 Lj verfolgen lässt. Dieses sensationelle Bild wurde mit GALEX (Galaxy Evolution 

Explorer, der NASA), im August 2008 aufgenommen: 

http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/. 

20.2 Spektrale Merkmale der M(e) Sterne auf dem AGB 

Parallel zum „Pulsieren“ der Sternatmosphäre treten Emissionslinien variabler Intensität im 

Spektrum auf, vor allem die kurzwelligeren H-Balmerlinien ab Hγ. Die maximale Intensität 

zeigt meistens Hδ (siehe Tafel 63), weil die, gemäss Balmerdekrement, zwingend intensiveren 

Hα, Hβ und Hγ Emissionen durch TiO Absorptionsbänder völlig überprägt (Hα, Hβ), oder 

stark abgeschwächt (Hγ) werden – gemäss [1] ein Hinweis darauf, dass die Emissionslinien 

in wesentlich tieferen Schichten der Sternatmosphäre als die Titanoxid Absorptionen entstehen. 

Auch die Spektralklassierung selbst ist oft über mehrere dezimale Subklassen veränderlich. 

Mit einem mässig hoch auflösenden Spektrografen können, ausser den Emissionslinien, 

kaum weitere Unterschiede zu einem gewöhnlichen M Stern erkannt werden. 


Tafel 63: Überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). Vergleich des M(e) Sterns 

Mira, (o Ceti, M7 IIIe, oder M5e–9e [505]) mit dem gewöhnlichen M- Klasse Stern Ras Algethi 

(α Her, M5 II), der noch auf dem RGB steht, beschrieben bei Tafel 60. 

Mira A, wohl einer der bekanntesten Veränderlichen überhaupt, bildet 

die dominierende Komponente eines Doppelsternsystems mit 

Mira B (VZ Ceti): Er zeigt eine eindrückliche Helligkeitsschwankung 

Vvar ≈ 3 m – 10 m , mit einer Periode von ca. 331 Tagen (LPV). In Einzelfällen 

kann er deutlich heller als 2.0 m werden. Seine spektakuläre 

Veränderlichkeit wurde bereits 1639 von Holwarda entdeckt. Das 

HST Bild (NASA) zeigt Mira in einer Phase mit leicht ovaler Form. 

Dank des Durchmessers von >500 Mio. km kann der Stern (mittels 

Interferometrie) in einer Distanz von ca. 300 Lj noch als Scheibe aufgelöst werden! Abgesehen 

von geringen Intensitätsdifferenzen bei den TiO Bändern sind die Emissionslinien Hδ 

und Hγ im Wesentlichen die einzigen spektralen Unterschiede, welche den AGB Stern Mira 

vom RGB Stern Ras Algethi unterscheiden. Hδ ist hier deutlich intensiver als Hγ, was bereits 

oben begründet wurde. Das Profil wurde am 13.12.2010 (JD 2455544.46) aufgenommen, 

ca. 60 Tage nach dem Helligkeitsmaximum, V ≈ 4.1 m (AAVSO).


TAFEL 63 

Hδ 4101.74 


M5 Ib-Il 

TiO 7126 

TiO 7088 

TiO 7054 

Telluric O2 TiO 6815 

TiO 6782 

TiO 6715 

TiO 6681 

TiO 6651 

TiO 6569 

TiO 6478 

TiO 6180 

TiO 6159 

TiO 5847 

TiO 5814 

TiO 5760 

TiO 5668 

TiO 5597/03 

TiO 5497 

TiO 5448/51 

TiO 5359 

TiO 5308 

TiO 5240 

TiO 5167 

TiO 6384 

TiO 6358 

TiO 6268 

TiO 5998 

TiO 5968 

TiO 5003/20 

TiO 4955 

TiO 4847 

TiO 4804 

TiO 4761-63 

TiO 4704 

TiO 4668 

TiO 4626 

TiO 4584 

TiO 4548 

TiO 4506 

TiO 4462 

TiO 4422 

Hγ 4340.47 

Ca l 4226.73 

Ca II 3968.47 

Ca II 3933.66 

Mira o Ceti 

M7 IIIe, M5e – M9e 

Mira 



21 Spektralklasse S auf dem AGB 

21.1 Überblick und spektrale Merkmale 

Die Entwicklung der spektralen Merkmale eines Sterns wird bei seinem weiteren Aufstieg 

entlang des AGB geprägt durch: 

– die Zunahme von Kohlenstoff in der Sternatmosphäre 

– dem daraus folgenden, abnehmenden Sauerstoffgehalt 

– zur Sternoberfläche geförderte Produkte des S-Prozesses (z.B. Zirkonium, Lithium etc.). 

Dadurch wandelt sich der Spektraltyp von M(e) zuerst zur Zwischenklasse MS. Mit niedrig 

bis mässig hochauflösenden Spektrografen sind hier, wenn überhaupt, nur geringe Differenzen 

zu einem M(e) Spektrum zu erkennen. Bei höherer Auflösung erscheinen jedoch, innerhalb 

der noch dominierenden Titanoxid Banden, erstmals Anzeichen von Zirkoniumoxid 

(ZrO). Dieser Anteil steigert sich nun bis zu den Extremtypen der Spektralklasse S, wo ZrO 

fast vollständig die TiO Absorptionen verdrängt hat. In [2] wird dieser Effekt mit der höheren 

Bindungsaffinität von ZrO zum Sauerstoff, sowie der grösseren Temperaturrobustheit 

dieses Moleküls begründet. Die Dissoziationsenergie von ZrO, (sowie auch von LaO und 

YO), beträgt > 7eV, bei TiO hingegen < 7eV. 

21.2 Klassierungssystem der Spektralklasse S nach Boeshaar – Keenan 

Die Spektralklasse S, wird mit folgender Notationsform spezifiziert und bildet eine Temperatursequenz, 

analog zu den gewöhnlichen M-Riesen auf dem RGB. Da sämtliche 

S-klassierten Sterne Riesen sind, erfolgt meistens keine Angabe der Leuchtkraftklasse. 

SX/n(e) 

X: steht für die Temperatursequenz der M-Klasse von 1 – 9 (ca. 3‘800 – 2‘500 K). 

n: C/O Index auf einer Skala von 1 – 10, abgeschätzt aus den relativen Intensitäten von 

TiO und ZrO. Das C/O Verhältnis selbst kann nicht direkt aus dem Spektrum gewonnen, 

sondern nur mittels des C/O Indexes abgeschätzt werden (Tabellenwerte Scalo, Ross) 

(e) bedeutet, dass im Spektrum mindestens phasenweise Emissionslinien auftreten. 

Diese Klassierung kann mit charakteristisch auftretenden Elementen/Molekülen ergänzt 

werden. Die folgende Tabelle zeigt die Spektralklasse S von der Zwischenklasse MS bis zu 

SC, in Anlehnung an [140] und [2], wo auch detaillierte Klassierungsdetails zu finden sind. 

Spektraltyp 

mit C/O Index 

Kriterien für den C/O Index 

MXS 

TiO dominiert, Anzeichen für ZrO Bänder 

sind in hochaufgelösten Spektren sichtbar 

SX/1 TiO >> ZrO, YO < 0.95 

SX/2 TiO > ZrO 0.95 

SX/3 TiO ≈ ZrO, YO intensiv 0.96 

SX/4 ZrO > TiO 0.97 

SX/5 ZrO >> TiO 0.97 

SX/6 ZrO intensiv, kein TiO nachweisbar 0.98 

SX/7 = SC X/7 ZrO schwächer, intensive Na Linien 0.99 

~ C/O 

Verhältnis Kommentar 

Übergangsklasse 

von M(e) zu S 

Spektralklasse S 

SC X/8 Kein ZrO, intensive Na Linien 1.00 Übergangsklasse 

SC X/9 Sehr intensive Na Linien, C2 sehr schwach 1.02 

SC X/10 = C-N Intensive Na Linien, C2 schwach 1.1 

von S zu den Kohlenstoffsternen


21.3 „Intrinsische“ und „extrinsische“ („symbiotische“) S-Sterne 

Gemäss [2] kann diese Systematik nicht die Gesamtheit aller S -Klasse- und Kohlenstoffsterne 

erklären. So zeigen viele nicht oder nur gering variable S-Sterne, welche zudem oft 

ausserhalb des AGB stehen, kein instabiles, kurzlebiges 99 Tc Isotop (Technetium) im Spektrum 

– daher englisch „Tc - poor“ genannt. Dies betrifft immerhin ca. 40% aller registrierter 

MS und S Typen [160]. Eine aktuelle, noch debattierte Theorie, postuliert bei diesen Typen 

einen Massetransfer, der das ZrO von einem nahen Begleitstern in die Sternatmosphäre 

bringen soll. Sie werden daher auch als „extrinsic“ oder „symbiotic“ bezeichnet. Paradebeispiel 

ist der relativ helle und nur leicht variable (V ≈ 5.2 m ) BD Camelopardalis (Tafel 66a). 

Tatsächlich sind solche Objekte relativ heiss und bilden Komponenten von engen Doppelsternsystemen. 

Diese Eigenschaften, sowie eine geringe Variabilität und das Fehlen von 

99 Tc im Spektrum, bilden gegenwärtig die wesentlichen Erkennungsmerkmale eines 

„extrinsischen“ S-Klasse Sterns. In der Spektralklassierung wird diese Unterscheidung 

manchmal mit dem Zusatz „symbiotic“ oder „extrinsic“ angegeben. Im Gegensatz dazu zeigt 

die AGB Variante der S-Klasse thermische Pulse, ist meist stark variabel und wird englisch 

als „Tc - rich“ oder „Intrinsic“ bezeichnet, d.h. die für die S-Klassierung verantwortlichen 

Elemente/Moleküle werden vom Stern selbst erzeugt. 

21.4 Hinweise zur Beobachtung von S-Sternen 

Auf dem AGB erfüllt eine Sternatmosphäre die Bedingung ⁄ ≈ 1nur 

während einer kurzen 

Phase. S-klassierte Sterne sind daher sehr selten. Für unsere Galaxis sind nur ca. 1300 

registriert [160]. In der Amateurliteratur wird als Paradeobjekt oft Chi Cygni vorgeschlagen, 

dessen Helligkeit im Maximum bis 3.3 m erreichen kann. Leider hat dieser, wie auch alle anderen, 

hellen S-Sterne, einen sehr tiefen C/O Index. Entsprechend gross ist bei Anfängern 

die Enttäuschung, wenn in niedrig aufgelösten Spektren, wenn überhaupt, nur schwache 

Anzeichen von Zirkonium gesehen werden können. Es gibt aber einige Vertreter mit hohem 

C/O Index, deren Helligkeit im Maximum bis ca. 7 m erreicht. In diesem Stadium werden sie 

für Spaltspektrografen an nachgeführten Teleskopen mittlerer Öffnung erreichbar. Dazu 

gehören R Cygni HD185456 und R Geminorum HD 53791. Weiter auch R Lyncis HD 

51610, U Cassiopeiae HD 4350, S Ursae Maioris HD 110813 und V Cancri 70276. Für die 

meisten variablen S-Sterne kann die aktuelle Helligkeit bei AAVSO [507] gefunden werden. 


Tafel 65: Demonstration der spektralen Entwicklung auf dem AGB. Zum Vergleich zwei 

überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). M(e) Stern Mira (o ceti) (siehe Tafel 63) 

und S-Klasse Stern R Cygni (S4/6e) [2] mit hohem C/O Index = 6. Der Vergleich der beiden 

Profile zeigt eindrücklich den radikalen Wandel von der Spektralklasse M(e) zu einem extremen 

S-Typen mit hohem C/O Index und eindrücklichen ZrO Absorptionen. 

R Cygni, HD 185456 (? Lj), ist stark veränderlich, gemäss AAVSO: Vvar ≈ 7.5 m – 13.9 m , und 

zeigt eine Periode von ca. 429 Tagen (LPV). Die Helligkeitsmaxima und -minima zeigen, im 

Vergleich der einzelnen Perioden, grössere Abweichungen. Bei der sauerstoffreichen Mira 

Atmosphäre dominieren noch die markanten TiO Bänder. Im Profil von R Cygni sind, infolge 

des starken Sauerstoffmangels, praktisch nur noch ZrO Absorptionsbanden, atomare Linien 

von S-Prozess Elementen, sowie eine kräftige Na I Absorption zu sehen. Infolge verschiedener 

Effekte, siehe [2], sind bei der extremen S-Klasse die äusseren Atmosphärenschichten 

„transparenter“ geworden. Deshalb erscheinen hier auch sämtliche Emissionslinien der H- 

Balmerserie – Hα allerdings, im Vergleich zu den Vorgaben des Balmerdekrements, deutlich 

gedämpft. Bei Mira sind nur Hγ und Hδ in Emission. Die Identifikation der 99 Tc Linien 

(„Intrinsic Marker“ Technetium) bei λλ 4238, 4262 und 4297 ist bei dieser niedrigen Auflösung 

unsicher. Das Profil wurde am 3.4.2011 (JD 2455654.56) im Bereich des Helligkeitsmaximums 

V ≈ 7.5 m (AAVSO) mit dem Celestron C8, 4x240 Sekunden, aufgenommen. 

Die detaillierte ZrO Linienidentifikation wurde hier ermöglicht durch [141] – in zweiter Linie 

mit [2].


TAFEL 65 

Mira o Ceti 

M5e – M9e 

TiO 7126 

TiO 7088 

TiO 7054 

Telluric O2 TiO 6815 

TiO 6782 

TiO 6715 

TiO 6681 

TiO 6651 

TiO 6569 

TiO 6478 

TiO 6384 

TiO 6358 

TiO 6268 

TiO 6180 

TiO 6159 

TiO 5998 

TiO 5968 

TiO 5847 

TiO 5814 

TiO 5760 

TiO 5668 

TiO 5597/03 

TiO 5497 

TiO 5448/51 

TiO 5359 

TiO 5308 

TiO 5240 

TiO 5167 

TiO 5003/20 

TiO 4955 

TiO 4847 

TiO 4804 

TiO 4761-63 

TiO 4704 

TiO 4668 

TiO 4626 

TiO 4584 

TiO 4548 

TiO 4506 

TiO 4462 

TiO 4422 

Ca l 4226.73 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

Hα 6562.82 

VO 6532 

ZrO 6475/81/94 

ZrO 6447/55 

Na I 5890/96 

ZrO 5839/49 

ZrO 5629 

ZrO 5593 

ZrO 5545/51 

ZrO 5515 

ZrO 5456/63 

ZrO 5404/07 

ZrO 5375/79 

ZrO 5332 

ZrO 5298/5305 

Hβ 4861.33 

ZrO 6378/84 

ZrO 6350 

ZrO 6294 

ZrO 6261 

ZrO 6229 

ZrO 6201 

ZrO 6154 

ZrO 6132/36 

ZrO 4827 

ZrO 4792 

ZrO 4737 

ZrO 4641 

ZrO 4620 

Sr I 4607 

Ba II4554 

ZrO 4471 

ZrO 6988 

ZrO 6933 

ZrO 5246 

MgO 5007 

Fe ? 

ZrO 6054/63 

ZrO 6023/27 

ZrO 5983 

ZrO 5718/24 

Tc I ? 

Tc I ? 

ZrO 6778/87 

ZrO 6743 

ZrO 6412/18 

ZrO 5860/70 

ZrO 5748/54 

ZrO 5539 

ZrO 5485/90 

ZrO 5432/37 

R Cygni 

S4/6e 



Tafel 66: Demonstration der spektralen Entwicklung innerhalb der S-Klasse. Zum Vergleich 

drei überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). Zur Optimierung der Übersichtlichkeit 

sind hier nur die intensiveren Linien beschriftet. 

Omicron1 Orionis (4 Ori) HD 30959, (540 Lj). Dieser Stern leuchtet mit einer scheinbaren 

Helligkeit von ca. 4.74 m und ist nur geringfügig veränderlich. Mit der Einstufung M3.2S bildet 

er die Übergangsklasse zwischen den M(e) und den S- Typen. Alternativ wird der Stern 

auch mit S3.5/1– klassiert. Entsprechend dem sehr niedrigen C/O Index sind in diesem 

gering aufgelösten Spektrum, innerhalb der dominierenden TiO Banden, kaum Anzeichen 

von ZrO zu erkennen. 

Chi Cygni HD 187796, (340 Lj). Mit der Klassierung S6/1e (alternativ auch S7/1.5e), ist 

der C/O Index hier nur geringfügig höher als bei Omicron1 Orionis. Die Zirkoniumoxid Absorptionen 

können sich deshalb nur bei λλ 5298/05, 5375/79, 5839/49 und 6475/81/94 

(Blend mit TiO λ 6478) gegen die immer noch dominierenden TiO Banden durchsetzen. 

Dieser Stern zeigt mit Vvar ≈ 3.3 m – 14.3 m die stärkste Helligkeitsschwankung sämtlicher 

bekannter Veränderlicher – Periodenlänge (LPV) ca. 408 Tage. 

R Cygni HD 185456. Wie bereits in Tafel 65 gezeigt, haben hier die ZrO Absorptionen, infolge 

des hohen C/O Indexes (S4/6e), die TiO Bänder völlig verdrängt. 

Beobachtungshinweis: R Cygni ist einfach zu lokalisieren, da er in unmittelbarer Nähe von 

Theta Cygni, HD 185395 (V ≈ 4.5 m ) steht. 

Tafel 66 A: Spektrenvergleich eines intrinsischen – und eines extrinsischen S-Klasse 

Sterns. Die beiden Sterne haben fast dieselbe Spektralklasse. Die beiden Profile verlaufen 

denn auch, abgesehen von geringfügigen Intensitätsdifferenzen, fast identisch – dies trotz 

der vermuteten, unterschiedlichen Herkunft von ZrO in den Sternatmosphären. 

Der intrinsische HR Pegasi, HD 216672, (970 Lj), ist schwach veränderlich, Vvar ≈ 6.1 m – 

6.5 m mit einer Periode von ca. 50 Tagen (SR, semi-regular). Er wird klassiert als S4/1+ und 

hat somit einen tiefen C/O Index. 

Der extrinsische BD Camelopardalis, HD 22649, (510 Lj), ist nur minimal veränderlich 

V ≈ 5.1 m . Er bildet die dominierende Komponente in einem spektroskopischen Doppelsternsystem. 

Klassiert wird er als S3.5/2 symbiotic.


TAFEL 66 

TiO 7126 

TiO 7088 

TiO 7054 

Telluric O 2 

TiO 6815 

TiO 6715 

TiO 6681 

TiO 6651 

TiO 6569 

TiO 6478 

TiO 6358 

TiO 6180 

TiO 6159 

TiO 5847 

TiO 5814 

TiO 5668 

TiO 5597/03 

TiO 5448/51 

TiO 5167 

TiO 5003/20 

TiO 4965 

TiO 4761-63 

TiO 4626 

TiO 4584 

Ca I 4226.73 

Na I 5890/96 

4 Ori 

M3.2S 

ZrO 6475/81/94 

ZrO 6132/36 

ZrO 5375/79 

ZrO 5298/5305 

ZrO 5839/49 

Chi Cyg 

S7/1.5e 

Hα 6562.82 

Hβ 4861.33 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74 

ZrO 6988 

ZrO 6933 

VO 6532 

ZrO 6378/84 

ZrO 6350 

ZrO 5404/07 

ZrO 5246 

ZrO 4792 

ZrO 4737 

ZrO 4641 

Sr I 4607 

Ba II4554 

ZrO 4471 

R Cygni 

S4/6e 

ZrO 5718/24 

ZrO 5629 

ZrO 5545/51 

Tc I ? 

Tc I ? 

ZrO 6778/87 

ZrO 6743 



TAFEL 66 A 

HR Pegasi 

TiO 6478 

TiO 6180 

TiO 6159 

TiO 7126 

TiO 7088 

TiO 5847 

TiO 5814 

TiO 6715 

TiO 6681 

TiO 6651 

S4/1+ TiO 7054 

TiO 5448/51 

TiO 5003/20 

TiO 4761-63 

TiO 4626 

TiO 4584 

TiO 5668 

TiO 5167 

TiO 4965 

Telluric O 2 

TiO 6815 

TiO 6569 

ZrO 6475/81/94 

TiO 6358 

Na I 5890/96 

BD Camelopardalis 

S3.5/2 symbiotic 



22 Kohlenstoffsterne auf dem AGB 

22.1 Überblick und spektrale Merkmale 

Das Endstadium der stellaren Entwicklung auf dem AGB bilden die Kohlenstoffsterne, meistens 

ebenfalls langperiodische Mira Variable („Carbon Miras“). Da hier ⁄ > 1 wird, entsteht 

ein Kohlenstoffüberschuss, welcher eine zirkumstellare „Russschicht“ bildet. Diese 

lässt den Stern orange-rötlich leuchten und verändert das Spektrum radikal. Ab der Zwischenklasse 

SC, und den folgenden Kohlenstoffsternen, sind mit mässig auflösenden 

Spektrografen nur noch Absorptionen von diatomischen Kohlenstoffmolekülen erkennbar. 

Neben CH und CN vor allem die sog. Swan Bänder infolge von C2, welche durch den Schotten 

William Swan 1856 entdeckt worden sind (siehe auch Tafel 110). Zunehmend treten 

hier auch atomare Linien von S–Prozess Produkten, aber auch eindrückliche Absorptionen 

von Natrium in Erscheinung. Angelo Secchi hatte als erster entdeckt, dass der Intensitätsgradient 

der C2 Swan Bänder umgekehrt verläuft [ ], im Gegensatz zu anderen molekularen 

Absorptionen wie Titan- und Zirkoniumoxid. Für dieses Merkmal schuf er die separate 

Spektralklasse lV“ (Anhang 33.3). 

22.2 Konkurrierende Klassierungssysteme 

Das Phänomen der Kohlenstoffsterne ist noch weit entfernt davon, astrophysikalisch wirklich 

verstanden zu sein (siehe z.B. [106]). Im Gegensatz zur S-Klasse, wo trotz strittiger Details, 

ein allgemein akzeptiertes und einheitlich angewendetes Klassierungssystem existiert, 

ist die Situation bei den Kohlenstoffsternen noch verwirrend und unbefriedigend. Das 

in Lehrbüchern propagierte, „Revidierte MK- Klassierungssystem 1993“ findet man erstaunlich 

selten angewendet. Dessen Vorläufer aus den 60er Jahren, das sog. 

„MK C-System“, hingegen sehr häufig! Erstaunlich oft sieht man auch Klassierungen nach 

dem noch wesentlich älteren „Harvard System“ mit den R- und N Klassen. 

22.3 Das Morgan Keenan C –System 

Dieses alte, einfache Klassierungssystem erfreut sich bis heute, sowohl in den meisten professionellen 

Publikationen, wie auch stellaren Datenbanken immer noch grosser Beliebtheit. 

Es verwendet die folgende Notationsform: 

CX,n 

X: definiert auf einer Skala von 0 – 7 die Stellung des Sterns in der Temperaturse- 

quenz. Diese Skala ist temperaturäquivalent zu den Spektralklassen von G4 bis M4 

(siehe Tabelle). Das System scheint inzwischen, parallel zum unten vorgestellten 

„Revised MK System“, bis C9 ausgedehnt worden zu sein (z.B. WZ Cas). 

n: Der Index klassiert auf einer Skala von 1 – 5 die Intensität der C2 Swan Bänder. In 

Einzelfällen werden noch Ergänzungen angebracht, z.B. [e] für Emissionslinien oder 

auffällig intensive Linien von S-Prozess Elementen. 

C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7 

G4-G6 G7-G8 G9-K0 K1-K2 K3-K4 K5-M0 M1-M2 M3-M4 

4500 4300 4100 3900 3650 3450 

Hier wird somit die gesamte, komplexe Klasse der Kohlenstoffsterne in eine, siebenstufige 

Temperatursequenz gezwängt, ergänzt mit einem einzigen Intensitäts- Index! 

Beispiel: C 2,5 bedeutet eine Sterntemperatur, äquivalent zu den Spektralklassen G9 – K0, 

kombiniert mit sehr intensiven C2 Swan Bändern.


22.4 Das „Revised MK System 1993“ 

1993 wurde das alte „C-System“ zum „Revised MK System 1993“ überarbeitet und neuen 

Erkenntnissen angepasst. Die folgende Darstellung basiert auf [107]. Die Einteilung umfasst 

5 Subklassen (!), geordnet nach spektralen Symptomen, deren astrophysikalische Hintergründe 

aber noch weitgehend unklar sind. Vielleicht ist dies ein Grund, wieso sich die 

Akzeptanz für dieses komplexe System, auch fast 20 Jahre nach seiner Einführung, immer 

noch in Grenzen hält. Das „Keenan 1993“ System verwendet folgende Notationsform: 

C–Sub X n 

Sub: entspricht der Subklasse des Kohlenstoffsterns gemäss folgender Tabelle 

X: definiert die Stellung des Sterns in der Temperatursequenz der C-Klasse. Diese 

bildet eine Parallelsequenz zu den Spektralklassen von G4 bis M4 (siehe Tabelle) 

n: Diverse Indizes gemäss untenstehender Liste. 

Sub- 

Klasse 

Vermuteter 

Status [106] 

C–R Intrinsisch 

C–N Intrinsisch 

C–J Intrinsisch 

C–H Extrinsisch 

C–Hd ? 

Temperatursequenz 

der Hauptreihe 

Kriterien, Symptome 

Intensive Swan Bänder (C2) im blauen Bereich des Spektrums. Beträchtlicher 

Flux im Blau-/Violettbereich – abnehmend mit sinkenden Temperaturen. 

Bei späteren Typen, schwächer werdende H Balmerlinien. Hβ Linie 

dient als Temperaturindikator. S–Prozess Elemente durchschnittlich- 

12 C 13 C Bandhead bei λ 4737 überdurchschnittlich intensiv 

S–Prozess Elemente überdurchschnittlich intensiv. Frühe C–N Typen zeigen 

Tendenz zu Merril Sanford Bands (SiC2 Siliziumcarbid). Starke, breitbandig/diffuse 

Absorption, oder gar kaum nachweisbarer Flux im Blaubereich 

λ


Diese Klassifikation kann noch mit folgenden Indizes ergänzt werden [107], [2]: 

Index Spezifikation 

C2 - Index Intensität der molekularen C2 Swan Bänder. Skala 1 – 5 

CH - Index Intensität der molekularen CH–Absorption. Skala 1 – 6. 

MS - Index Intensität der Merril Sanford Bands (SiC2), Skala 1 – 5 

J - Index Intensitätsverhältnis der C2 Molekular Absorptionen mit den Isotopen 12C13C und 12C12C, Skala 1 – 5. 

Elemente In einzelnen Fällen werden für starke Lithium- und Natriumlinien Indexwerte 

angegeben. 

In der vorgestellten Systematik nicht enthalten ist die noch weitgehend unverstandene 

Klasse dC der Kohlenstoff Zwergsterne auf der Hauptreihe (carbon dwarfs). 

22.5 Stellung dieser Subklassen in der Evolution der Kohlenstoffsterne 

Aktuelle, professionelle Publikationen, vermitteln ein eher diffuses Bild über die Bedeutung 

dieser Subklassen innerhalb der Evolution der Kohlenstoffsterne. Viele Details, so z.B. über 

die „Dredge up“ Prozesse, scheinen noch weitgehend unklar zu sein. Zudem soll die theoretische 

Modellierung von „Kohlenstoffatmosphären“ (⁄ > 1) 

Schwierigkeiten bereiten. 

Analog zur S-Klasse werden auch Kohlenstoffsterne auf dem AGB als „intrinsisch“ bezeichnet. 

Wahrscheinlich bilden die Subklasse C–N, sowie die späten C–R Vertreter, die letzte 

Entwicklungsstufe der AGB Sequenz. Diese Teilgruppen verhalten sich wie M-Riesen und 

zeigen sehr ähnliche Spektren. Dazu passt auch, dass sie als sog. „Low Mass Objects“ ≤ 3 

Sonnenmassen haben, veränderlich sind und typischerweise einen Massenverlust zeigen. 

Frühe C–R Vertreter hingegen zeigen weder eine Variabilität noch einen signifikanten Massenverlust. 

Sie scheinen keine AGB Sterne zu sein und verhalten sich wie Riesen der Spektralklasse 

K. Diskutiert wird das Szenario eines im Kern Helium fusionierenden Sterns auf 

dem Horizontalen Ast (HB). Es bleibt dabei jedoch rätselhaft, durch welche Vorgänge der im 

Kern entstehende Kohlenstoff an die Oberfläche befördert werden soll. Diskutiert wird sogar 

die Hypothese von ehemaligen Doppelsternsystemen, deren Massen zu einem einzigen 

Stern fusioniert sind. 

Die Position der C–J Klasse auf dem AGB ist unklar. Es wird diskutiert, dass sie als „Low 

Mass Objects“ eine Weiterentwicklung der C–R Klasse auf dem AGB darstellen könnte. 

Die C–H Klasse scheint „extrinsisch“ zu sein. Die meisten Vertreter stehen auf dem Horizontalen 

Ast (HB) und sind dominierende Komponenten eines engen Doppelsterns. Dies 

legt ein Massentransfer-Szenario nahe, analog zur extrinsischen S–Klasse. 

22.6 Merrill Sanford Bands (MS) 

Schon anfangs des 20. Jahrhunderts fielen in Spektren bestimmter Kohlenstoffsterne im 

Bereich λλ 4640 – 5200 intensive Absorptionen auf, welche lange Zeit nicht gedeutet werden 

konnten. Die intensivsten Bandheads liegen bei λλ 4977, 4909, 4867, 4640 und 

4581. Benannt sind diese Banden nach den beiden Entdeckern, welche sie 1926 zuerst 

beschrieben hatten. Erst 1956 gelang Kleman mit Laborspektren der Nachweis, dass es 

sich hier um Siliziumkarbid SiC2 handelt. Dazu erhitzte er Silizium in einer Graphit Röhre auf 

2500 K. 

P. J. Sarre et al. haben auch gezeigt [109], dass die MS Bänder in kühleren Schichten der 

Sternatmosphäre, weit ausserhalb der Photosphäre, entstehen müssen. MS Bands treten 

am häufigsten bei der gesamten C–J- und den frühen C–N Klassen auf.



Der überwiegende Teil der Kohlenstoffsterne gehört zur Subklasse C–N, welche hier mit 

einigen Beispielen dokumentiert wird. Die Spektralklassen werden hier im alten 

MK C-System angegeben (Stephenson's 1989 catalogue [500]). Falls vorhanden, wird auch 

noch die Klassierung nach dem „Revidierten MK System“ angefügt [107]. 

Tafel 67: Demonstration der spektralen Differenzen unterschiedlich klassierter Sterne der 

C–Klasse. Zum Vergleich drei überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). 

WZ Cassiopeiae: HD 224855, Spektralklasse C9,2 Li oder C-N7 III: C2 2 Li 10. 

J2000 RA: 00h 01‘ 16‘‘ Dec: +60° 21‘ 19“ V= var +6.5 – 8.5 m 

Dieser extrem spät klassierte, kühle Kohlenstoff Riese, mit einer 

Oberflächentemperatur von nur ca. 2500 K, steht in ca. 1500 Lj Entfernung 

im Sternbild Kassiopeia. Er erzeugt als Doppelsternkomponente, 

zusammen mit einem weiss leuchtenden Begleiter des Typs 

A0 (V ≈ 8 m ), einen starken Farbkontrast (Bild: www.astro.sci.muni.cz/). 

Dieses Spektrum wird, neben den eher schwachen Swan Bändern 

(hier mit Indexwert 2 klassiert), geprägt durch die imposante, fast 

voll gesättigte (!) Na l Doppellinie, sowie unverwechselbar auch durch die eindrückliche Absorption 

von Lithium Li l (λ 6708), deren Intensität den Indexwert 10 erreicht. Deswegen 

wird WZ Cassiopeiae oft auch als „Lithium Stern“ bezeichnet [348]. Gemäss [349] ist 

McKellar 1941 mit dieser Linie der erste Nachweis des Elements ausserhalb des Sonnensystems 

gelungen – ein kleines, hier zufällig entdecktes Detail der Wissenschaftsgeschichte! 

Weiter ist das Profil durch Absorptionen der CN- und C2- Bänder geprägt. Die H– 

Balmerlinien sind hier kaum erkennbar. Aufnahme: DADOS, 35μm Spalt, Celestron C8 / 

3x85 sec. Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [100], [104], [110], [348], [349]. 

Z Piscium: HD 7561, Spektralklasse C7,3 oder C–N5 C2 4 

J2000 RA: 01h 16‘ 05‘‘ Dec: +25° 46‘ 10“ V= var., max. +6.8 m 

Dieser Überriese, mit einer Oberflächentemperatur von ca. 3000 K, steht in etwa 1500 Lj 

Entfernung im Sternbild Fische [105]. Er ist mit C7,3 früher klassiert als WZ Cas. Die Kohlenstoffabsorptionen 

sind hier intensiver, die Natriumlinie jedoch deutlich schwächer als 

bei WZ Cas. Anstelle der ausserordentlichen Lithium Linie ist hier die CN Absorption bei 

λ 6656 ungestört zu sehen. Aufnahme: DADOS, 50μm Spalt, Celestron C8 / 3x60 sec. Die 

Linienidentifikation basiert u. a. auf [100], [104], [110], [348]. 

W Orionis: HD 32736, Spektralklasse C5,4 

J2000 RA: 5h 05‘ 59“ Dec: +1° 11‘ 27“ V = var. max.+5.88 m 

Die Leuchtkraftklasse dieses Kohlenstoffriesen (ca. 700 Lj), lässt sich nur schwer bestimmen 

[506]. Auffällig sind hier die Merrill Sanford Bands, welche bei den zwei anderen, 

deutlich später klassierten Spektren, kaum in Erscheinung treten. Aufnahme: DADOS, 25μm 

Spalt, Celestron C8 / 5x42 sec. Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [100], [104], [110], 

[107], [109] [348]. 

Tafel 67a: W Orionis. Höher aufgelöstes Spektrum (900L) im Bereich der Merrill Sanford 

Bands. Die Linienidentifikation basiert hier zusätzlich noch auf [108].


TAFEL 67 

CN 7119 

CN 6955 

CN 6502 

CN 6355 

CN 6259 

CN 6206 

C2 6168 

C2 6122 

C2 6059 

C2 6005 

Na l 5895.92 

Na l 5889.95 

CN 5749 

C2 5636 

C2 5585 

C2 5541 

C2 5502 

Ti l 5426.26 

Mn l 5394.67 

Sc l 5301.94 

CN 5255 

Cr l 5206.04 

C2 5165 

C2 5130 

Ba ll 4934.1 

C 2 4737 

CN 7283 


C 9.1 

C 2 6191 

Z Piscium 

C 7.3 

Li l 6708 

CN 6656 

Orionis 

Ca 6572 W 

Merill Sanford 

Bands 

SiC2 4977 

SiC2 4957 

SiC2 4909 

SiC2 4867 

SiC2 4832 

SiC2 4807 

SiC2 4767 

C 5.4 

WZ Cas 

Z Psc 

I=0.0 

W Ori 



TAFEL 67 A 

C 2 /Sc l 5302 

Fe I/Ni I/V II 5215-16 

Fe I/Cr l/La II 5205 

SiC2 5198 

SiC2 5192 

W Orionis C 5.4 Merrill Sanford Bands 

CN 5255 

Merrill Sanford Bands 

C 2 5165 

C 2 5130 

C 2 5095-110 

C 2 5041 

C2 5020 

C2 5006 

SiC 2 4977 

SiC 2 4957 

Ba ll 4934.1 

SiC 2 4909 

SiC 2 4867 

SiC 2 4851 

SiC 2 4832 

SiC 2 4807 

SiC 2 4767 

SiC 2 4750 

C 2 4737 

SiC 2 4981 

I=0.0 



23 Spektren von extragalaktischen Objekten 

23.1 Einführung 

Mit Amateurmitteln ist es unmöglich, Einzelsterne in externen Galaxien spektroskopisch 

aufzuzeichnen. Im Vordergrund steht daher die niedrig auflösende Gewinnung und Analyse 

von Kompositspektren ganzer Galaxien und Quasare. Im Unterschied zu Profilen von Einzelsternen, 

zeigen diese die überlagerten Merkmale hunderter Milliarden von Einzelspektren. 

Mittels Dopplerspektroskopie können damit auch die Radialgeschwindigkeiten resp. 

z – Werte solcher Objekte gemessen, sowie bei „edge on“ Galaxien auch grob die Verteilung 

der Rotationsgeschwindigkeit in der Scheibe abgeschätzt werden [30]. 

Professionell wird dies seit ca. den 20er Jahren des 20. Jahrhunderts erfolgreich praktiziert, 

was entscheidend zu unserem heutigen Verständnis des Universums beigetragen hat. 

Der erste, welcher dies bei M31 versuchte, war 1912 Vesto M. Slipher am Lowell Observatorium 

in Flagstaff, Arizona. Er konnte bereits damals die Blauverschiebung dieses Spektrums 

messen und daraus eine Radialgeschwindigkeit von – 300 km/s ableiten. Weiter 

stellte er die Rotation dieses „Nebels“ fest. Dass es sich hier um eine Galaxie ausserhalb 

der Milchstrasse handelt, wurde erst später in den Zwanzigerjahren bewiesen. Weiter entdeckte 

er auch, dass die meisten anderen Galaxien rot verschoben erscheinen und sich 

somit von uns entfernen. Hubble nutzte später diese Verschiebungsmessungen zur Korrelation 

mit der Entfernung (Hubble Konstante). 

Bald stellte sich auch heraus, dass solche Komposit Spektren eine ähnliche Aussagekraft 

besitzen wie diejenigen von individuellen Einzelsternen. Auch hier zeigen sich z.B. Profile 

mit oder ohne Emissionslinien, hauptsächlich abhängig von der Art und Aktivität des galaktischen 

Kerns. Die relative Ähnlichkeit dieser galaktischen Komposit Spektren zu denjenigen 

von Einzelsternen war in dem damaligen historischen Disput (hauptsächlich zwischen 

H. Shapley und H. Curtis) ein wichtiges Argument, dass Galaxien keine Staubwolken oder 

Gasnebel wie M42 sind (vergleiche Tafel 80/80A), sondern extrem weit entfernte, gewaltige 

Cluster von Einzelsternen! 

Die Merkmale der Spektren korrelieren aber auch mit der Morphologie der verschiedenen 

Galaxientypen (siehe Grafik des sog. Hubble-Sandage Stimmgabeldiagramms). Solche 

Spektralprofile sind, neben anderen Methoden, ein leistungsfähiges Mittel z.B. zur Abschätzung 

des Gehaltes an Sternen, sowie mit gewissen Einschränkungen auch des Entwicklungszustandes 

der Galaxie [301]. 

In dieser Ausgabe wird vorerst nur ein Kompositspektrum unserer Nachbargalaxie Andromeda 

M31 vorgestellt. Später sind Profile von weiteren Galaxien und auch Quasaren geplant.


Tafel 70: Andromeda Galaxie M31/NGC224 

Heliozentrische Eckdaten gemäss NED [501], anderen Quellen [*], und Evans, N.W. Wilkinson 

(2000) [ 1 ] (Wert inkl. vermuteter Dunkelmaterie). 

Radialgeschw. 

Redshift z Entfernung Morphologie* 

Durchmesser* Masse 1 

–300km/s –0.001 2.6 Mio Lj Sb 200‘000 Lj 1.23 10 12 M 

Tafel 70 zeigt ein Kompositspektrum von M31. Die DADOS Spaltachse wurde ungefähr parallel 

zur scheinbaren Querachse der Galaxie ausgerichtet, da hier keine Rotationseffekte 

demonstriert werden sollen. 

Gemäss [301] werden die Kompositspektren von Galaxien 

des Typs Sa – Sb hauptsächlich von entwickelten Sternen 

im Riesenstadium dominiert. Der Verlauf des Pseudokontinuums 

des aufgenommenen Spektrums passt hier tatsächlich 

am besten zu dem eines Einzelsterns der späten 

G-Klasse. Deshalb ist hier zum Vergleich das M31 Profil 

mit dem Pseudokontinuum von Vindemiatrix (ε Vir) überlagert. 

Die dominantesten Gemeinsamkeiten sind das Fraunhofer G-Band, das Kalzium Triplet sowie 

das Natrium Doublet (Fraunhofer D Linie). Die H-Balmerlinien sind hier nur schwach in 

Absorption zu sehen. Dieser Befund passt gemäss [301] zu Elliptischen Galaxien (Typ E). 

Vereinzelt sollten beim Typ Sa – Sb auch Emissionslinien von einer jüngeren Sternpopulation 

zu sehen sein. Dies ist im aufgenommenen Spektrum jedoch nicht feststellbar. 

Das Spektrum wurde mit dem 90 cm CEDES Cassegrain Teleskop in Falera aufgenommen/ 

3x340 Sekunden. Deutlich sichtbar ist hier die erwartete Blauverschiebung des bezüglich 

der Wellenlänge absolut geeichten M31 Profils von mehreren Ångström, gegenüber dem 

„relativ“, d.h. mit bekannten Linien kalibrierten ε Vir Spektrum. 

Slit 

axis


Spektrenvergleich Komposit M31 vs. Vindemiatrix G8 lllab 

TAFEL 70 

Na l 5890/96 

Magnesium Triplet 

5167 - 84 

Hβ 4861.33 

Hα 6562.82 

Vindemiatrix 

G8 lllab 

G-Band CH 4299 – 4313 

M31 

Fraunhofer H + K 



24 Spektren von Emissionsnebeln 

24.1 Kurzeinführung und Überblick 

Reflexionsnebel, als interstellare Gas- und Staubwolken, reflektieren passiv das Licht der 

darin eingebetteten Sterne. Emissionsnebel hingegen leuchten aktiv. Dazu müssen die Nebelatome 

durch extrem heisse Strahlungsquellen mit mindestens 25‘000K ionisiert werden. 

Deren Dichte ist vergleichsweise so gering, wie im besten auf der Erde erzeugbaren 

Ultrahochvakuum. Für eine detaillierte Darstellung dieser Prozesse siehe [30], Kap. 20. 

Hauptsächlich folgende astronomische Objektklassen sind energetisch fähig, Emissionsnebel 

zu bilden: 

H ll Regionen: 

Paradebeispiel dafür sind Teile des Orionnebels M42 (Bild: 

NASA). Hier ionisieren extrem heisse Sterne der O- und frühen 

B-Klasse – neben Helium, Sauerstoff und Stickstoff – 

hauptsächlich Wasserstoffatome des umgebenden Nebels. 

Dies erfordert UV- Photonen, oberhalb der sog. Lyman Grenze 

von 912 Å, entsprechend einer Ionisationsenergie von 

>13.6 eV. Solche können durch Sterne ab der frühen B- 

Klasse erzeugt werden. Solche H II Regionen haben meistens 

eine klumpig, chaotische Struktur und können sich über Duzende 

von Lichtjahren erstrecken. Sie zeigen eine hohe 

Sternentstehungsrate und können auch in entfernten Galaxien noch nachgewiesen werden. 

Der rötliche Farbton verursacht die hier dominierende Hα Emission. 

Planetarische Nebel PN – Die bedeutenste Untergruppe der Emissionsnebel 

Im Zentrum dieser wesentlich energiereicheren Objekte stehen 

meistens bis zu >200‘000K heisse, Weisse Zwerge. Diese 

bilden am Ende des AGB (Kap. 19–22) das Endstadium 

von Sternen mit ehemals 1000 km/s) mit der interstellaren 

Materie (Bild: M1, NASA). Vergleichbar angeregt werden 

auch die Hüllen um die Wolf-Rayet Sterne (siehe Kap. 8), so 

z.B. der Crescent Nebel, NGC 6888. Bei SNR sendet zusätzlich 

der verbliebene Pulsar oder Neutronenstern einen Wind 

relativistischer Elektronen mit bis nahezu Lichtgeschwindigkeit 

aus, welche durch Magnetfelder im Nebelplasma oder 

elektrische Felder um Ionen abgelenkt oder gebremst werden. 

Solche Energieverluste werden durch das Emittieren von Photonen kompensiert, was 

breitbandige Synchrotron- oder Bremsstrahlung vorwiegend im Röntgenbereich verursacht.


24.2 Gemeinsame spektrale Merkmale von Emissionsnebeln 

Neben der chemischen Zusammensetzung prägen die Energie der UV Strahlung sowie die 

Temperatur und Dichte der freien Elektronen den lokalen Zustand des Nebelplasmas. 

Durch Rekombination fangen die Ionen wieder Elektronen ein, welche beim Übergang auf 

niedrigere Niveaus den Energieüberschuss ∆ in Form von Photonen mit entsprechender 

Frequenz abgeben (∆=ℎ∙). Aus diesen Gründen erzeugen Emissionsnebel, ähnlich 

einer Gasentladungslampe, vorwiegend „quasi monochromatisches“ Licht, d.h. eine überschaubare 

Zahl diskreter Emissionslinien. Mit Ausnahme der SNR, zeigen Emissionsnebel 

nur eine sehr schwache Kontinuumsstrahlung. Entsprechend wirksam sind deshalb Nebelfilter, 

weil die Durchlasskurven schmalbandig auf die gewünschten Linien ausgelegt werden 

können, z.B. auf Hα, oder [O lll]. 

Da sich der Hauptteil des Lichtes auf wenige, intensive Emissionslinien konzentriert, lassen 

sich solche Objekte noch in extremen Entfernungen nachweisen. Die hellsten [O III] Linien 

werden fotografisch schon nach kurzen Belichtungszeiten sichtbar. Bei allen Emissionsnebelarten 

sind Ionisationsprozesse aktiv, wenn auch mit stark unterschiedlicher Anregungsenergie. 

Dies erklärt das sehr ähnliche Erscheinungsbild der Spektren. Die Grafik zeigt einen 

Ausschnitt aus dem Emissionsspektrum von M42 mit zwei wichtigen Merkmalen: 

1. Das Intensitätsverhältnis der hellsten 

[O III] Linien beträgt: (5007)/(4959) ≈ 3. 

2. Das Intensitätsverhältnis zwischen den 

einzelnen Wasserstofflinien, Balmerdekrement 

genannt, repräsentiert den 

quantenmechanisch bedingten Intensitätsschwund 

dieser Emissionslinien in 

Richtung abnehmender Wellenlänge. Details 

siehe [30], Kap. 18. 

Für die Astrophysik wichtig ist das Intensitätsverhältnis 

= ()/(). Der theoretisch 

errechnete Wert für dünne Gase 

beträgt ≈2.85. Je steiler die Kurve verläuft, desto grösser ist die interstellare Extinktion 

(Reddening) des Lichtes durch Staubpartikel, was photometrisch als roter Farbexzess bezeichnet 

wird. Dadurch werden die Linien bei kürzeren Wellenlängen zunehmend zu kurz 

dargestellt. Die meisten für Amateure erreichbaren, galaktischen PN zeigen Werte von 

≈2.9−3.5 [203]. Deshalb kann dieser Effekt für die grobe Bestimmung der Anregungsklasse 

vernachlässigt werden, zumal die Diagnoselinien noch relativ nahe beieinander liegen 

(siehe unten). Es gibt allerdings krasse Ausreisser wie NGC 7027 mit ≈7.4 [14]! Bei 

extragalaktischen Objekten, d.h. bereits bei M31, beträgt >4, was jedenfalls eine Korrektur 

der Intensitäten („Dereddening“) erfordert [204]. 

24.3 Liniendiagnose und Anregungsklasse 

Seit Beginn des 20. Jahrhunderts sind zahlreiche Methoden zur Bestimmung der Anregungsklasse 

von Emissionsnebeln vorgeschlagen worden. Eine der best akzeptierten und 

auch für Amateure geeigneten Methoden ist das revidierte 12-stufige System nach Gurzadyan 

[14], welches u. a. auch von Aller, Webster, und Acker, entwickelt worden ist [205, 

206]. Sie beruht auf dem einfachen Prinzip, dass mit zunehmender Anregungsklasse die 

Intensität der verbotenen [O III] Linien, verglichen zur H-Balmerserie, immer stärker werden. 

Als Klassierungskriterium wird daher die Intensitätssumme der beiden hellsten [O III] 

Linien, im Verhältnis zum Referenzwert Hβ der Balmerserie ausgewertet. Dieser Wert 

nimmt im Bereich der niedrigen Anregungsklassen : 1 − 4, markant zu. Die [O III] Linien 

bei λλ 4959 und λ 5007 werden in den Formeln mit und bezeichnet. 

Hβ 4861.33 

Olll 4958.91 

Olll 5006.84 

Hα 6562.82


Für niedrige Anregungsklassen E1 – E4: / 

Bei den höheren Stufen (: 4 − 12) wird ab der Übergangsklasse 4 [205] erstmals die He II 

Linie bei λ4686 sichtbar. Diese Ionen erfordern zu ihrer Erzeugung 24.6 eV, entsprechend 

ca. 50‘000K [202]. Das ist fast die doppelte Energie wie für H II mit 13.6 eV. Diese Linie 

steigert ab hier die Intensität und ersetzt die stagnierende Hβ Emission als Vergleichswert 

in der Formel. Das Verhältnis wird ab hier logarithmisch (zur Basis 10) ausgedrückt, um den 

Wertebereich für das Klassierungssystem auf einen vernünftigen Bereich zu limitieren: 

Für mittlere und hohe Anregungsklassen E4 – E12: log( / ()) 

Die 12 -Klassen werden in die Gruppen Niedrig ( =1−4), Mittel ( = 4 − 8) und Hoch 

(=8−12) unterteilt. In Extremfällen wird noch 12 + vergeben. 

Niedrig Mittel Hoch 

–Klasse / –Klasse log( / ) –Klasse log( / ) 

E1 0 – 5 E4 2.6 E9 1.7 

E2 5 – 10 E5 2.5 E10 1.5 

E3 10 – 15 E6 2.3 E11 1.2 

E4 >15 E7 2.1 E12 0.9 

E8 1.9 E12 + 0.6 

24.4 Hinweise zur Spektralaufnahme und Bestimmung der Anregungsklasse 

Die Bestimmung der niedrigen E-Klassen 1–4 ist einfach, da hier die Hβ Linie, im Verhältnis 

zu den [O III] Emissionen, relativ intensiv bleibt. Ab Stufe E4 beginnt die He II Linie (λ4686) 

zuerst schwach und erfordert sehr rauscharme Spektren, sowie starkes Zoomen in der Intensitätsachse. 

Am einfachsten zu spektroskopieren sind die scheibchenförmig und blaugrün scheinenden 

PN. Sie sind dadurch innerhalb einer Sterngruppe sehr leicht zu finden und die Belichtungszeit 

beträgt bei den hellen Vertretern nur wenige Minuten (200L Reflexionsgitter). Die 

hellste [O III] Linie erscheint oft schon nach einigen Sekunden auf dem Bildschirm (z.B. NGC 

6210)! Die Intensität der Linien wird bei so klein erscheinenden Objekten über den sehr 

kurzen, ausgeleuchteten Spaltbereich integriert. Entlang dieses winzig erscheinenden 

Scheibchendurchmessers zeigen aber die einzelnen Linien beträchtliche Intensitätsunterschiede 

(siehe Kap. 24.7). Zudem sind während langen Belichtungszeiten, 

infolge von Seeing- und Nachführungseinflüssen, leichte Veränderungen 

der Spaltposition bezüglich des Nebels zu beobachten. Versuche 

haben gezeigt, dass die Auswertung mehrer Spektren desselben 

Objektes signifikant unterschiedliche Ergebnisse zeigen können, wobei 

auch das Balmerdekrement betroffen ist. Dabei war aber nur ein geringer 

Einfluss auf die Anregungsklasse festzustellen! Das Bild zeigt den 

Spirographnebel (IC 418) auf dem 25μm Spalt (PHD Guiding). Zwischen 

dem grünen Autoguiding Kreuz und dem Spalt ist noch der helle 

Zentralstern erkennbar. 

Die grossflächig erscheinenden Nebel wie M27 und M57 benötigen hingegen mit einem 

C8 und der Meade DSI III mindestens 20–30 Minuten Belichtungszeit (ohne Binning) und 

einen absolut dunst- und wolkenfreien Himmelsabschnitt. Sie erlauben aber das selektive 

Spektroskopieren ausgewählter Nebelbereiche sowie die Analyse des Intensitätsverlaufs 

entlang des Spaltes (siehe 24.7). In diesen Fällen zeigten mehre Spektren desselben Objektes 

immer konsistente Resultate.


24.5 Die Anregungsklasse als Indikator für die Plasmadiagnose 

Gurzadyan hat (neben anderen) gezeigt, dass die Anregungsklassen mehr oder weniger 

stark mit der Evolution der PN verknüpft sind [14], [206]. Eine Untersuchung an einem 

Sample von 142 PN ergab, dass die E-Klasse ein grober Indikator für die folgenden Nebelparameter 

ist, deren Werte in der Realität allerdings beträchtlich streuen [13]. 

1. Das Alter eines PN 

Typischerweise starten die PN auf der niedrigsten E- Stufe und durchlaufen mit zunehmendem 

Alter die gesamte Skala nach oben. Die vier untersten Klassen werden meist 

sehr schnell durchlaufen. Dieses Tempo verringert sich nach oben dramatisch. Der gesamte 

Vorgang dauert insgesamt ca. 10‘000 – >20‘000 Jahre, eine extrem kurze Periode, 

verglichen mit der Gesamtlebensdauer eines Sterns! 

2 Die Temperatur des Zentralsterns 

Auch die Temperatur des Zentralsterns steigt mit zunehmender E- Klasse. Durch das Abstossen 

der Hülle werden zunehmend tiefere und somit heissere Schichten „freigelegt“, 

bis ab ca. E7 noch ein extrem heisser Weisser Zwerg mit einem oft WR- ähnlichen 

Spektrum übrigbleibt. Dies demonstriert eindrücklich die Tabelle der PN in Kap. 31. Daraus 

können für [K] folgende, grobe Richtwerte abgeleitet werden: 

E-Klasse E1-2 E3 E4 E5 E7 E8-12 

[] 35‘000 50‘000 70‘000 80‘000 90‘000 100‘000 – 200‘000 

3. Die Ausdehnung des Nebels 

Die Sichtbarkeitsgrenze expandierender PN liegt bei einem Maximalradius von ca. 

1.6Lj (0.5parsec), weil ab da die Verdünnung zu gross wird [202]. Mit zunehmender E- 

Klasse steigert sich, neben dem Alter, auch der Radius des expandierenden Nebels. Gemäss 

Gurzadyan [206] gelten für die E- Stufen im Mittel folgende, bei den einzelnen Nebeln 

allerdings stark streuende Werte [Lj]: 

E-Klasse E1 E3 E5 E7 E9 E11 E12+ 

[] 0.5 0.65 0.72 1.0 1.2 1.4 1.6 

24.6 Nachgewiesene Linien in Spektren von Emissionsnebeln 

Hier noch ein Zusammenzug aus Tabellen von Plasma Recombination Lasers in Stellar Atmospheres 

[200], und Frank Gieseking [202] mit identifizierten Linien. „Verbotene“ Linien 

sind in Klammern gesetzt [ ]: 

Ne III 3869 [Ne III] 3967.5 He I 4026.2 [S II] 4068.6 Hδ 4101.7 C II 4267.3 Hγ 4340.5 

[O III] 4363.2 He I 4387.9 He I 4471.5 He II 4541.6 [Mg I] 4571.1 [N III 4641] He II 4685.7 

[Ar IV] 4740.3 Hβ 4861.3 He I 4921.9 [Olll] 4958.9 [Olll] 5006.8 N l 5198.5 He II 5411.5 

[Cl lII] 5517.2 [Cl lII] 5537.7 [O I] 5577.4 [N II] 5754.8 He I 5875.6 [O I] 6300.2 [S III] 6310.2 

[O I] 6363.9 [Ar V] 6434.9 [N II] 6548.1 Hα 6562.8 [N II] 6583.6 He I 6678.1 [S II] 6717.0 

[S II] 6731.3 [He II] 6890.7 [Ar V] 7006.3 He I 7065.2 [Ar III] 7135.8 He II 7177.5 [Ar IV] 7236.0 

[Ar IV] 7263.3 He l 7281.3 


Da die meisten Emissionsnebelspektren kaum ein Kontinuum zeigen, wurden die folgenden 

Profile etwas nach oben verschoben, um die Skalierung der Wellenlängenachse sichtbar zu 

machen. Die Objekte werden, sortiert nach aufsteigender Anregungsklasse, präsentiert. Für 

die meisten PN ist das Problem der Distanzschätzung immer noch nicht gelöst. Die Angaben 

können je nach Quelle bis zu >100% abweichen, entsprechend ungenau sind daher 

auch die geschätzten Abmessungen der Nebel! Durch das Abstossen der Hülle und die Ex-


ponierung immer heisserer Sternschichten generieren die Zentralsterne zum Teil Spektren, 

welche wesentlich massereichere und leuchtkräftigere Sterne vortäuschen. Dies gilt zum 

Beispiel für alle O-, frühen B- und WR- Klassierungen! Die Vorläufersterne von Planetarischen 

Nebeln können aber nur maximal 8 Sonnenmassen haben, entsprechend der mittleren 

B- Klasse. 

Tafel 80 Orionnebel M42, NGC1976 Objekttyp: H II Region Anregungsklasse: E1 

T80 zeigt das Emissionsspektrum von M42 (ca. 1400 Lj) in unmittelbarer Umgebung des 

Stern-Trapezes θ1 Orionis. Hauptstrahlungsquelle ist die C-Komponente, ein blauer Riese 

der seltenen, frühen Spektralklasse O6 (siehe Tafel 3) mit einer Temperatur von ca. 

40‘000K [207]. Zusammen mit den übrigen Sternen der frühen B0-Klasse vermag er den 

umgebenden Nebel mit dem Kriteriumswert / ≈5 bis in den Grenzbereich zwischen 

den Klassen E1 und E2 anzuregen. Hβ wird hier von der [O III] (λ4959) Emission nur 

knapp übertroffen. Das Objekt ist spektrografisch einfach erreichbar, da die enorme Helligkeit 

lediglich kurze Belichtungszeiten erfordert (10x30 Sekunden). 

Tafel 80A M42, Intensitätsverlauf im Zentralbereich des Nebels 

T80A zeigt für die [O III] (λ5007)- und die Hβ Emissionslinie den Intensitätsverlauf entlang 

der gesamten Spaltlänge (≈ 2.5 Lj) im Zentralbereich des Nebels (Bild M42: HST). Das Verhältnis 

der beiden Intensitäten demonstriert indirekt auch den Verlauf der Anregungsklasse. 

Die lineare Anordnung der drei DADOS Spalten ermöglicht für flächig erscheinende Objekte 

eine behelfsmässige „Long-Slit“ Spektroskopie, welche die Gewinnung spektraler Information, 

kombiniert mit der räumlichen Dimension erlaubt. Erzeugt wurden diese Profile mit 

Vspec an den mit IRIS um 90° gedrehten Spektralstreifen. Im Bereich der Stege zwischen 

den Spalten wurde der geschätzte Intensitätsverlauf mit gestrichelten Linien ergänzt. Nach 

der Aufnahme der Spektren wurde jeweils ein Screenshot der Spaltkamera abgespeichert 

um nachträglich die genaue Lage der Spaltreihe zum Nebel dokumentieren zu können. Mit 

zusätzlichen Schnitten (Scanning) wäre so auch eine 3D Darstellung machbar. 

Die unterschiedliche Breite der drei DADOS Spalten (50/25/30 μm) spielt für diesen Zweck 

kaum eine Rolle, da lediglich der Intensitätsverlauf ausgewertet wird und IRIS die Grauwerte 

über die Spaltbreite mittelt. Die Spaltreihe wurde hier in zwei Bereichen des zentralen 

Teils von M42 in ~N–S Richtung positioniert. Der westliche Schnitt verläuft durch die hellste 

C-Komponente des Stern-Trapezes Θ1 Orionis (Tafel 3) und endet am sog. Orion Balken 

(Orion Bar). Der östliche Schnitt verläuft entlang der Schröterbrücke, durch den Sinus Magnus 

und den Orion Balken. Die Intensitätsskalen der Profile sind auf den spektralen Peakwert 

von [O III] =1 im Orion Balken normiert, der Spitzenwert von Hβ auf das dortige Verhältnis 

von O III/ Hβ ≈ 2.5. 

Auffällig ist der dramatische Intensitätsanstieg im Bereich des Trapezes und der langen Ionisationsfront 

des Orion Balkens. Letztere markiert das Ende der ionisierten H II Region 

oder des Strömgren Radius. Am Ende dieser Übergangszone wird der Nebel nur noch durch 

die bei den Ionisationsprozessen nicht absorbierten UV Photonen von


Tafel 81 Spirographnebel IC 418 Objekttyp: PN Anregungsklasse: E1 

Spektrum von IC 418 (Distanz ca. 2500 Lj). Der lediglich 35‘000K 

[207] heisse, noch instabile und in kurzen Zeiträumen stark veränderliche 

Zentralstern, vermag mit dem Kriteriumswert 

/ ≈2.8 diesen Nebel nur auf die niedrigste Klasse E1 

anzuregen (Gurzadyan: E1 [206]). 

Dies ist noch niedriger als bei der H II Region in M42 und Hβ übertrifft 

hier sogar noch klar die Intensität von [O III] (4959). Entsprechend 

muss das PN Stadium noch sehr jung sein und auch der 

Durchmesser der ionisierten Hülle misst erst 0.2 Lj [207]. Das 

komplexe Spirograph-Muster im Nebel ist noch nicht verstanden. Belichtungszeit mit dem 

C8: 3x170 Sekunden. Bild IC418: HST. 

Tafel 82 Schildkrötennebel NGC 6210 Objekttyp: PN Anregungsklasse: E4 

Spektrum von NGC 6210 (Distanz ca. 6500 Lj). Der ca. 58‘000K 

[207] heisse Zentralstern der Spektralklasse O7f erregt diesen 

Nebel mit dem Kriteriumswert / ≈ 14 bis knapp unterhalb 

die Grenze zur Klasse E4 (konsistent zu Gurzadyan: E4 

[206]). Im Spektrum ist hier bereits sehr fein He II (λ4686) zu sehen. 

In Einzelfällen kann diese Linie aber auch direkt vom Zentralstern 

stammen [206]. Belichtungszeit mit dem C8: 4x45 Sekunden. 

Bild NGC 6210: HST. 

Tafel 83 Saturnnebel NGC 7009 Objekttyp: PN Anregungsklasse: E8 

Spektrum von NGC 7009 (Distanz ca. 2000 Lj). Der zentrale, 

Weisse Zwerg, vermag hier mit ca. 90‘000K [207] den Nebel auf 

den Kriteriumswert log( / ()) ≈1.9, entsprechend 

der Klasse E8 anzuregen (Gurzadyan: leicht abweichend E7 

[206]). Das blaue Profil ist in der Intensität gezoomt um die 

schwächeren Linien besser sichtbar zu machen. Auffällig sind hier 

die, trotz hoher Anregungsklasse, noch intensiven H-Emissionen 

und ein deutlich zu niedriges Balmerdekrement D


knapp um die Klassifizierungslinie He II (4686) darzustellen. Dies gelang jedoch mit dem 

C8, dem niedriger auflösenden 50μm Spalt und einer Zeit von 3x1270 Sekunden (Ausschnittspektrum 

rechts). Dies demonstriert den hohen erforderlichen Aufwand für die 

grossflächig erscheinenden PN (hier 86“x72“). Typisch für diese hohe Anregungsklasse 

sind das hohe Alter von ca. 20‘000 Jahren und die sichtbar grosse Ausdehnung des Nebels 

von ca. 1.4 Lj. 

Tafel 84A M57, Intensitätsprofil entlang der Längsachse des Nebels 

T84A zeigt für die stärksten Emissionslinien [O III] und [N II] den Intensitätsverlauf entlang 

des gesamten 50μm Spaltes, positioniert auf der Längsachse des Ringnebels. Erzeugt wurden 

diese Intensitätsprofile mit Vspec an einem mit IRIS um 90° gedrehten Spektralstreifen. 

Tafel 85 M1, NGC 1952 Objekttyp: SNR Anregungsklasse: E >5 

T85 zeigt das Emissionsspektrum des Supernova Überrests (SNR) von M1 (Distanz ca. 

6300 Lj). Der 50μm Spalt verläuft ca. in N–S Richtung durch den Zentralbereich dieses 

sehr jungen Nebels. Die ursächliche Supernova Explosion wurde im Jahre 1054 von den 

Chinesen schriftlich dokumentiert. Heute beträgt der Durchmesser des Nebels ca. 11 Lj. 

Vesto Slipher gewann 1913 das erste Spektrum von M1. Dabei ist ihm die massive Aufspaltung 

der Emissionslinien aufgefallen. In Unkenntnis der Nebel Expansion, interpretierte er 

dieses spektrale Symptom fälschlicherweise als den damals neu entdeckten Stark Effekt, 

verursacht durch die Einwirkung elektrischer Felder. 1919 belichtete R.F. Sanford das M1 

Spektrum mit dem 2.5m Hooker Teleskop und den damals „schnellsten“ Film Emulsionen, 

während sage und schreibe 48 h! Das Resultat beschreibt er dann nüchtern als „dissapointingly 

weak“, ein klarer Hinweis, dass dies wohl auch mit heutigen Mitteln noch kein Anfängerobjekt 

sein kann. Die Expansion dieses SNR wurde erst 1921 von C.O. Lampland 

durch den Vergleich fotografischer Platten nachgewiesen! 

Mit dem C8 und einer auf –20°C gekühlten Atik 314L Kamera im 2-fach Binning-Mode, waren 

immerhin noch 2x30 Minuten notwendig, um mit dem 200L Gitter ein halbwegs akzeptables 

Spektrum zu gewinnen. Als lästiger Nebeneffekt wurde dadurch, trotz passablem 

Landhimmel mit Grenzgrösse ca. 4–5 m , die Lichtverschmutzung und das Airglow (Tafel 96) 

in vergleichbarer Intensität zum M1 Signal aufgezeichnet. Das Störspektrum wurde daher 

knapp ausserhalb des Nebels separat aufgezeichnet und mit Fitswork vom M1 Signal subtrahiert. 

Diese scheinbar knapp 1000 Jahre alte, expandierende Explosionshülle ist bereits 

so stark verdünnt, dass sie optisch transparent geworden ist. Dies zeigen auch die rotverschobenen 

Peaks der gesplittet erscheinenden, gut ausgeprägten Emissionslinien, welche 

häufig vergleichbar intensiv sind wie die blauverschobenen, in einzelnen Fällen allerdings 

auch deutlich geringer. 

Die Grafik rechts zeigt die Aufsplittung 

der Emissionslinien infolge des Dopplereffekts. 

Die Hüllenteile, welche sich in 

Erdrichtung bewegen, verursachen eine 

Blauverschiebung und die sich entfernenden- 

gleichzeitig eine Rotverschiebung 

der Linien, welche sich dadurch zu 

einer sog. Geschwindigkeitsellipse („velocity 

ellipse“) deformieren. Dieser Effekt 

ist hier an den verrauschten [O III] Linien 

des M1 Spektrums zu sehen – im Bereich 

des 50μm- (unten) und des 25μm Spaltes (oben). 

O III 

Richtung 

Erde


Bei dieser niedrigen Auflösung bildet der rotverschobene Peak der [O III] (λ 4959) Emission 

einen Blend mit dem blauverschobenen Peak der [O III] (λ 5007) Linie. Infolge der Transparenz 

des SNR wird mit der Aufsplittung deshalb die gesamte, auf den Durchmesser bezogene 

Ausbreitungsgeschwindigkeit der Materie bestimmt (hier ca. 1800 km/s). Die Radialgeschwindigkeit 

erhält man erst durch Halbierung dieses Wertes. Sie beträgt daher knapp 

1000km/s und liegt bei diesem jungen SNR ca. 50mal höher als typischerweise bei PN. Im 

Gegensatz dazu sind die Hüllen der Wolf Rayet Sterne (Tafel 5), P Cygni (Tafeln 13/13 A) 

und in noch deutlich extremerem Mass der Novae und Supernovae so dicht, dass wir nur 

die zur Erde gerichtete Hemisphäre der expandierenden Hülle sehen und deshalb mit der 

Dopplerformel und Halbwertsbreite FWHM direkt die Radialgeschwindigkeit messen. 

Auch weitere spektrale Symptome zeigen, dass die SNR in der Familie der Emissionsnebel 

ein Sonderfall sind. Im Nebelzentrum (Profil B) ist infolge Synchrotron- und Bremsstrahlungsvorgänge 

(siehe [30]) ein deutliches Kontinuum sichtbar, welches hier im Randbereich 

des Nebels (A) nur schwach ist. Profil A musste da noch leicht angehoben werden, um die 

Beschriftung der Achse lesbar zu machen. Im Gegensatz zu den SNR kann ein Kontinuum 

bei PN und H II Regionen nur schwer nachgewiesen werden. 

Die Linienintensitäten der Profile B1,2 wurden grob so angepasst, dass sie, relativ zur Kontinuumshöhe 

(/) von Profil A vergleichbar sind. Demnach sind die Emissionen im Bereich 

um λ 6500 in Profil A und B ähnlich intensiv. Die [O III] Linien bei λ 5000 sind hingegen am 

Nebelrand, d.h. in Profil A, um ein mehrfaches stärker. Offenbar sind hier die Bedingungen 

für verbotene Übergänge wesentlich günstiger als in der Nähe des hochenergetischen Pulsars, 

dem stellaren Überrest der SN Explosion. Dieses Statement wird durch die Unsicherheit 

relativiert, ob und wie stark die rudimentäre Subtraktion der Lichtverschmutzung den 

Kontinuumsverlauf beeinflusst hat. Infolge Schockwellen-induzierter Anregung wird das 

auffallend intensive Schwefel Doublett (λλ 6718/33) deutlich sichtbar. Letzteres ist bei PN 

nur sehr schwach erkennbar und fehlt bei H II Spektren sogar völlig. Dies gilt auch für die 

[O I] Linie bei λ 6300. Diese Emission kann bei dieser Auflösung allerdings kaum von der 

[O I] Airglow-Linie mit gleicher Wellenlänge separiert werden (siehe Kap. 27). 

24.8 Die spektralen Unterscheidungsmerkmale der Emissionsnebelarten 

Hier werden die wichtigsten Unterscheidungsmerkmale nochmals zusammengefasst. SNR 

zeigen durch die Synchrotron- und Bremsstrahlung, speziell im Röntgenbereich, ein deutliches 

Kontinuum. Röntgenteleskope sind deshalb zur Unterscheidung der Nebelarten sehr 

geeignet, speziell wertvoll bei lichtschwachen, extragalaktischen Objekten. Bei den übrigen 

Nebelarten ist der Nachweis einer Kontinuumsstrahlung schwierig. 

Im optischen Spektralbereich sind bei SNR die [S II] und [O I] Linien im Verhältnis zu intensiver 

als bei PN und H II Regionen, weil sie, infolge von Schockwellen ausgelöster 

Stossanregung, verstärkt entstehen. [S II] Emissionen sind bei PN nur schwach ausgeprägt 

und fehlen gänzlich bei H II Regionen [204]. 

Die Elektronendichte ist bei SNR sehr gering, d.h. noch etwas niedriger als in H II Regionen. 

Sie liegt beim stark expandierten, alten Cirrusnebel im Bereich von 300 cm -3 : Beim 

noch jungen und kompakten Krebsnebel sind es ca. 1000 cm -3 [204]. Bei PN ist am 

höchsten und liegt meistens in der Grössenordnung von 10 4 cm -3 [204]. Bei der H II Region 

M42 liegt im Bereich von ca. 1000–2000 cm -3 [224]. Die Ermittlung von und aus 

gemessenen Linienintensitäten wird in [30] vorgestellt. 

Bei H II Regionen ist die Anregung durch Sterne der O- und frühen B-Klasse relativ gering 

und deshalb die Anregungsklasse mit ca. E=1-2 bescheiden. Planetarische Nebel durchlaufen 

meistens sämtliche 12 Anregungsstufen, entsprechend der Evolutionsphase des zentralen 

Reststerns. Die SNR sind auch diesbezüglich ein komplexer Sonderfall. Beim sehr jungen 

SNR, Krebsnebel (M1), dominieren höhere Anregungsklassen, deren Werte inhomogen 

über den Nebel verteilt sind, entsprechend der komplexen Filamentstruktur [222]. Folglich 

zeigt sich in M1 auch die Diagnoselinie He II (4686) mehr oder weniger prominent [222].


TAFEL 80 

Kriterium I N1+N2 /Hβ ≈ 5 Anregungsklasse E1 

Orion Nebel M42 

[O lll] 5006.84 

Hα 6562.82 

[N ll] 6583.6 

[O lll] 4958.91 

Hβ 4861.33 

He I 5876 

Hγ 4340.47 


Intensität Intensität 


TAFEL 80A 

~ 1.6‘ 

Pons 

Schröteri 

Intensitätsverlauf durch 

die Trapez Region 

[O III] 

Hβ 

Intensitätsverlauf durch 

den Sinus Magnus 

Pons Schröteri 

Trapezium 

Sinus 

Magnus 

Θ 1 Ori C 

Trapez 

Θ 1 Ori C 

Hβ 

Sinus 

Magnus Orion 

Balken 

Nebel Bereiche 

N 

Orion 

Balken 

W 

Θ 2 Ori A 

[O III]


Spirograph Nebel IC 418 

TAFEL 81 

Kriterium I N1+N2 /Hβ ≈ 2.8 Anregungsklasse E1 

[N ll] 6583.6 

Hα 6562.82 

[O lll] 5006.84 

Klassifizierungslinien 

[O lll] 4958.91 

Hβ 4861.33 

[N ll] 6548.1 

[Ar III] 7135.8 

He I 7065.2 

[S II] 6717 / 31 

He I 6678.1 

[O I] 6300.2 

He I 5876 

[N ll] 5754.8 

He I 4471.5 

Hγ 4340.47 

Hδ 4101.74


Schildkrötennebel NGC 6210 

TAFEL 82 

Kriterium I N1+N2 /Hβ ≈ 14 Anregungsklasse E3 


[O lll] 5006.84 

[O lll] 4958.91 

[O lll] 5006.84 

[O lll] 4958.91 

Hβ 4861.33 

He II 4685.7 

Hα 6562.82 

Hβ 4861.33 

[N ll] 6583.6 

He I 5875.6 

[CI III] 5517.3 

He II 4685.7 

Hγ 4340.5 

[Ne III] 3869


Saturnnebel NGC 7009 

TAFEL 83 

Kriterium log (I N1+N2 /I He II (4686))≈ 1.9 Anregungsklasse E8 

Hα 6562.82 


[O lll] 5006.84 

[O lll] 4958.91 

Hβ 4861.33 

He II 4685.7 

Hγ 4340.5 

He I 5875.6 

[N ll] 6583.6 

[Ar IV] 4740.3 

[Ar IV] 4711.34 

[N III] 4641 

He I 4471.5 

[O III] 4363.2 

Hδ 4101.74 

[Ne III] 3967.47 

[Ne III] 3868.76 





TAFEL 84 

Ringnebel M57 

Kriterium log (I N1+N2 /I He II (4686))≈ 1.4 Anregungsklasse E10 

[O lll] 5006.84 


[O lll] 5006.84 

[O lll] 4958.91 

[N ll] 6583.6 

Hα 6562.82 

[N ll] 6548.1 

[O lll] 4958.91 

Hβ 4861.33 

He II 4685.7 

[S ll] 6732.7 

[S ll] 6718.3 

[O l] 6363.88 

[O l] 6300.23 

[O l] 5577.4 

Hβ 4861.33 



TAFEL 84 A 

Ring Nebel M57 

Längsschnitt durch M57. Der 50μm 

Spalt von DADOS ist ungefähr auf 

die Längsachse des Nebels ausgerichtet. 

Mit Vspec wird der Intensitätsverlauf 

der stärksten [O III]und 

[N II] Emissionen über die 

gesamte Spaltlänge ausgewertet. 

Die Skalen der beiden Profile sind 

proportional zu ihrer Linienintensität 

auf den Peakwert von 

[O III] =1 normiert. 

[O III] erzeugt hauptsächlich die 

türkis-blaue Farbe um das Zentrum 

und die rote [N II] Linie den 

gelbrötlichen Randbereich des Nebels. 

(Bild M57: HST). 

Intensitätsverlauf [O III] λ 5007 

Intensitätsverlauf [N II] λ 6584


TAFEL 85 

SNR M1 NGC 1952 

N 

W 

B 

Δλ ≈ 31Å 

B 1 

B 2 

50μ Spalt 

Δλ ≈ 41Å 

[N ll] 6583.6 

Hα 6562.82 

A 

[S ll] 6732.7 

[S ll] 6718.3 

[O I] 6300.23 

Anregungsklasse E > 5 

[O lll] 5006.84 

[O lll] 4958.91 

Hβ 4861.33 

He II 4685.7 

Δλ ≈ 30Å 

He I 5875.6 

Δλ ≈ 28Å 

A 



25 Reflexionsspektren im Sonnensystem 

25.1 Einführung Überblick 

Die Objekte unseres Sonnensystems sind bekanntermassen nicht selbstleuchtend, sondern 

nur dank reflektiertem Sonnenlicht überhaupt sichtbar. Deshalb enthalten diese Spektren, 

mit Ausnahme der Kometen, auch immer die Absorptionslinien des Sonnenlichts. Der Kontinuumsverlauf 

des Spektralprofils wird hingegen überprägt, da bestimmte Moleküle, z.B. 

CH4 (Methan) in den Atmosphären der grossen Gasplaneten das Licht bei bestimmten Wellenlängen 

unterschiedlich stark absorbieren, resp. reflektieren. Die Planetenspektren sind 

hier, entsprechend ihren Merkmalen, auf zwei Tafeln verteilt, immer verglichen mit dem 

Kontinuumsverlauf des Sonnenlichtes. Sämtliche Profile wurden auf denselben Kontinuums 

abschnitt normiert [31]. Sämtliche Objekte standen bei der Aufnahme ca. 30 – 40° über 

dem Horizont. 

Tafel 90: Reflexionsspektren von Mars und Venus 

Die extrem dichte Atmosphäre der Venus erzeugt auf ihrer Oberfläche einen Druck von ca. 

90 bar, d.h. ca. 90x so hoch wie auf der Erde. Sie besteht zu ca. 96% aus Kohlendioxid 

(CO2). Die restlichen Anteile sind hauptsächlich Stickstoff (N2), Wasserdampf (H2O), und 

Schwefelverbindungen in der Form von Schwefeldioxid (SO2) und Schwefelsäure (H2SO4). 

Die extrem dünne Atmosphäre des Mars besteht, ähnlich wie bei der Venus, zu ca. 96% aus 

CO2, hier jedoch bei einem Oberflächendruck von gerade mal 0.006 bar, d.h. weniger als 

1% des Wertes auf der Erdoberfläche. Hier dürfte vor allem die Gesteinsoberfläche des 

Planeten das Reflexionsverhalten bestimmen. 

Im dargestellten Spektralbereich und bei dieser mässigen Auflösung sind weder bei Venus 

noch bei Mars deutliche Abweichungen vom Profiverlauf des Sonnenlichts erkennbar. Experten 

können hier jedoch in hochaufgelösten Spektren spezifische Details erkennen und 

auswerten. 

Tafel 91: Reflexionsspektren von Jupiter und Saturn 

Die äussere Atmosphäre Jupiters besteht zu ca. 89% aus Wasserstoff und10% Helium, der 

Rest überwiegend aus Methan und Ammoniak. 

Saturns äussere Atmosphäre ist leicht anders zusammengesetzt. Sie enthält etwa 93 % 

Wasserstoff und nur knapp 7% Helium. Ferner kommen Spuren von Methan, Ammoniak und 

anderen Gasen vor. 

Gut zu sehen sind hier, konzentriert im nahen Infrarotbereich, die sehr breiten Methan- 

(CH4) und Ammoniak- (NH3) Absorptionslücken im Spektralprofil. In diesem Wellenlängenbereich 

sind die Intensitätsdifferenzen am deutlichsten in den Zonen λλ 6200 und 7300 

sichtbar. 

Tafel 94: Spektralprofil des Kometen C/2009 P1 Garradd 

Wie die übrigen Objekte des Sonnensystems reflektieren auch Kometen das Sonnenlicht. 

Auf ihrer Bahn in das innere Sonnensystem verdampft zunehmend Kernmaterial, welches in 

die Koma, und anschliessend in einen getrennten Plasma- und Staubschweif, abströmt. Das 

Koma- und Plasma Material besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffverbindungen, welche 

permanent mit geladenen Teilchen des Sonnenwindes (vor allem Protonen und Heliumkernen) 

beschossen und dadurch angeregt werden. So wird das reflektierte Sonnenspektrum 

mehr oder weniger stark mit molekularen Emissionsbanden überprägt. Die auffälligsten 

Merkmale sind die C2 Swan Bänder, vor allem die Band Heads bei λλλ 5165, 5636 und 

4737 (siehe dazu Kap. 28.2 und den Kommentar zu Tafel 110). Weitere, häufig auftretende 

Emissionen sind CN (Cyan) bei λλ 4380 und 3880, NH2 (Amidogen Radikal), sowie C3 bei


λ 4056. Gelegentlich können auch Natriumlinien (Na I) nachgewiesen werden. Lediglich 

gering modifiziert wird das Sonnenspektrum, dessen Licht nur am Staubschweif reflektiert 

wird. Ein umfassender Emissionslinienkatalog für Kometen ist in [210] und zusätzliche Angaben 

auch in [110] zu finden. 

Alle diese Fakten und die damit verbundenen Effekte, erzeugen komplexe Kompositspektren. 

Der Einfluss der möglichen Komponenten hängt vorwiegend ab von der aktuellen 

Intensität der Eruptionen auf dem Kern, sowie von unserer spezifischen Perspektive auf 

Koma, Plasma- und Staubschweif. 

In Tafel 94 ist das Profil der Koma von C/2009 P1 Garradd dargestellt, aufgenommen am 

17.11.2011, 1730 GMT, Belichtungszeit mit dem C8: 3x900s. Dargestellt ist dieses Profil 

zusammen mit den C2 Swan Bändern, erzeugt mit einem Butangasbrenner. Dieser Vergleich 

zeigt, dass bei diesem Garradd Spektrum nur die beiden C2-Bandheads bei λλ 5165 und 

4715 erkennbar sind. Die anderen zwei werden von molekularen CH, CN und NH2 Emissionen 

überprägt. Absorptionen des Sonnenspektrums sind hier kaum erkennbar. Dies ergab 

eine probeweise Überlagerung des Profils mit dem Sonnenspektrum. 

Am unteren Rand von Tafel 94 ist der Einflussbereich der verschiedenen Moleküle auf die 

Emissionen des Spektrums, gemäss Tabellen aus [210] dargestellt. Diese basieren auf 

Spektralprofilen, welche mit einem hochauflösenden Echelle Spektrografen (R~40‘000) 

gewonnen wurden. Hier fällt auf, dass abgesehen von einzelnen, isolierten Emissionen, 

kaum Überschneidungen vorkommen sondern meistens durchgehend besetzte, klar abgegrenzte 

Bereiche dominieren.


TAFEL 90 

Reflexionsspektren von Mars und Venus im Vergleich zum Tageslicht 

Sonne (Tageslicht) 

Mars (CO 2 ,Gestein) 

Venus (CO 2, N 2) 

Telluric O 2 

Telluric H 2O 

Telluric O 2 

Hα 6562.82 

Na l 5890/96 

Magnesium 

Triplet 

Hβ 4861.33 



Reflexionsspektren von Jupiter und Saturn im Vergleich zum Tageslicht 

TAFEL 91 

Sonne (Tageslicht) 

Jupiter (H 2 , He, CH 4, NH 3 ) 

Saturn (H 2 , He, CH 4, NH 3 ) 

CH 4 

CH 4 

NH 3 

CH 4 

Telluric O 2 

Telluric H 2 O 

Telluric O 2 

Hα 6562.82 

Na l 5890/96 

Magnesium 

Triplet 

Hβ 4861.33 


Komaspektrum des Kometen C/2009 P1 Garradd (17.11.2011, 1730 GMT) 


TAFEL 94 

Butangasbrenner 

C 2 4737 

C 2 /CH 4383/85 

Air Glow O 2 6300 / H 2O 

Swan Bänder 

CN 3880 

NH 2 /C 2 

C2 5165 

C2 5130 

C 2 4715 

C 2 4685 

CH 4315 

C 3 

P1 Garradd 

Air Glow O 2 5577 

NH 2 /C 2 

Hg I 4358.34 terrestrisch 

C 3 4056 

CH 

CN 

C 3 

C 3 


C 2 

C 2 

C 2 

CN C 3 CN CH C 2 

NH 2 

NH 2 

NH 2 

NH 2 

Einflusszonen der Molekülemissionen 

gemäss [210]


26 Molekulare Absorptionsbanden der Erdatmosphäre 

Tafel 95: Übersicht der prominentesten, molekularen Absorptionen der Erdatmosphäre 

Schwerpunktmässig zwischen ca. λλ 6200 – 7700 wimmelt es buchstäblich von erdatmosphärisch 

bedingten, molekularen H2O- und O2 Absorptionsbanden. Vereinzelt treten in diskreter 

Form Linien „tellurischer“ Herkunft noch jenseits von ca. λ 5700 auf und täuschen 

das Vorhandensein stellarer Absorptionen vor. Der Begriff „tellurisch“ bedeutet: die Erde 

betreffend, von ihr stammend (lateinisch tellus = Erde). Auf der Tafel ist der Ausschnitt von 

λλ 6800 – 7800 des Sonnenspektrums dargestellt (900L Gitter). Hier erscheinen diese Absorptionen 

so prominent, dass ihnen Fraunhofer die Linienbezeichnungen A und B zugeteilt 

hat. Er konnte damals noch nicht wissen, dass diese Linien nicht von der Sonne stammen, 

sondern erst in der Erdatmosphäre entstehen. 

Für den Astronomen sind sie nur hinderlich, es sei denn, er braucht z.B. feine Wasserdampflinien 

bekannter Wellenlänge zur Eichung der Spektren. Diese „Kalibriermarken“ 

werden durch komplexe molekulare Vibrationsvorgänge, als unübersichtlicher und sehr 

breit verstreuter Schwarm erzeugt. 

Der Atmosphärenphysiker kann aus den H2O Absorptionen Feuchtigkeitsprofile in der Troposphäre 

ableiten. Die O2 Bänder (Fraunhofer A und B) erlauben ihm Rückschlüsse auf die 

Schichttemperaturen, in welchen diese Linien entstehen [180]. 

Für den „Durchschnittsamateur“ ist lediglich die Erkenntnis wichtig, dass in diesem Bereich 

bei der Linienidentifikation grösste Vorsicht angebracht ist. Zweifelsfrei ragt da meist lediglich 

noch die Hα Linie über diesen tellurisch bedingten „Dschungel“ von Absorptionslinien 

und -bändern hinaus. Dies gilt in besonderem Masse für die frühen Spektralklassen, deren 

Kontinuumsmaximum im Ultravioletten liegt. Eine Ausnahme bilden hier aber „stellare Exoten“ 

wie z.B. die Be- Sterne (Kap. 11) und solche, welche infolge Massenverlustes starke 

P Cygni Profile zeigen (Tafel 13). In diesen Fällen kann meistens noch die Helium Linie He l 

bei λ 6678 sicher identifiziert werden. Deren Form, sowie Halbwerts- und Äquivalentbreite, 

ist für die Untersuchung solcher Sterne von entscheidender Bedeutung [30]. 

Sterne später K- und aller M-Klassen, sowie diejenigen der AGB Sequenz, strahlen vorwiegend 

im Infrarot Bereich. Deshalb können hier vor allem intensive Titanoxid Absorptionsbänder 

(TiO) diese tellurischen „Störsignale“ entscheidend überprägen (siehe entsprechende 

Spektraltafeln). Die Reflexionsspektren der grossen Gasplaneten zeigen vorwiegend in 

diesem Bereich die eindrücklichen Absorptionslücken im Kontinuumsverlauf. 

Diese Bänder und Linien lassen sich unter relativ grossem Aufwand bis zu einem gewissen 

Grad reduzieren, indem z.B. ein synthetisch erzeugtes Standardprofil der tellurischen Linien 

vom Spektrum subtrahiert wird (siehe z.B. Vspec Manual). Weiter kann noch der Profilvergleich 

mit Standardsternen beigezogen werden. Erschwerend ist jedoch, dass Intensität 

und Profilverlauf tageszeitlichen und wetterbedingten Einflüssen unterliegt und vom Elevationswinkel 

des Objektes über dem Horizont abhängt. Für weiterführende Informationen 

verweise ich z.B. auf [180] [181].


TAFEL 95 

Sonnenspektrum im Bereich der prominentesten molekularen 

Absorptionen der Erdatmosphäre 

Fraunhofer A 

O2 Absorption 

H 2O Absorption 

Fraunhofer B 

O2 Absorption 

7594 – 7684 

6867 – 6944 7168 - 7394 

I= –0.2 



27 Das Nachthimmel-Spektrum 

27.1 Einführung 

Hauptsächlich infolge Lichtverschmutzung und Airglow wird der Nachthimmel deutlich aufgehellt 

und astronomische Beobachtungen dadurch wesentlich beeinträchtigt. 

Die Lichtverschmutzung entsteht vorwiegend durch Strassenlampen und andere terrestrische 

Beleuchtungskörpern. Das Licht wird grossenteils an Molekülen und Partikeln in der 

Mesopause in ca. 80 – 100km Höhe gestreut. 

Das Airglow entsteht tagsüber in der Erdatmosphäre durch Photoionisation von Sauerstoff 

infolge der solaren UV Strahlung und chemischer Reaktionsketten. Nachts erfolgt dann die 

Rekombination unter Aussendung von Emissionslinien bei diskreten Frequenzen. Wirklich 

auffällig sind dabei lediglich zwei O I Linien bei λλ 5577.35 und 6300.23. Letztere ist sogar 

nur unter sehr gutem Nachthimmel sichtbar und fehlt daher im Spektrum von Tafel 96. Zum 

Airglow zählen aber auch die Rotations- und Vibrations Banden der OH Moleküle im nahen 

Infrarotbereich, welche 1950 von A.B. Meinel nachgewiesen wurden. Weitere Beiträge, vor 

allem an das Kontinuum des Nachthimmel-Spektrums, liefert das reflektierte Zodiakallicht 

(ZL), welches auch Elemente des Sonnenspektrums beisteuern kann. Weiter das Diffuse 

Galaktische Licht (DGL) und das Integrierte Sternenlicht (ISL) (www.caltech.edu). 

27.2 Auswirkungen auf das Spektrum 

Abhängig von der Qualität des Nachthimmels können bei langen bis sehr langen Belichtungszeiten 

vor allem die Emissionen des Airglow und der Lichtverschmutzung das aufgezeichnete 

Nutzsignal des untersuchten Objektes störend überlagern, Beispiel siehe M1, Tafel 

85 und 96. Die Auswirkungen des Airglow auf das Spektrum sind wesentlich harmloser 

als die Lichtverschmutzung, welche aus Duzenden von Emissionslinien bestehen kann und 

vom Beleuchtungsmix der weiteren Umgebung, sowie von meteorologischen Faktoren abhängt. 

Unter perfektem Nachthimmel ist nur noch das Airglow im Spektrum erkennbar. 

27.3 Gegenmassnahmen 

Bei Langzeitbelichtungen hilft die Aufzeichnung des Nachthimmel-Spektrums in unmittelbarer 

Nähe des untersuchten Objektes (gleiche Belichtungszeit). Dieses muss dann nachträglich 

vom Objektspektrum abgezogen werden, z.B. mit Fitswork. 

27.4 Kommentar zu Tafel 96 

Dieses Nachthimmel-Spektrum wurde zur Korrektur der M1 Aufnahme von Tafel 85 aufgezeichnet. 

Es entstand an meinem Wohnort in Rifferswil auf ca. 610m Meereshöhe, unter 

einem eher mässig guten Landhimmel mit Grenzgrösse von ca. 4–5 m und einem Elevationswinkel 

von ca. 50°. Der Tubus des C8 wurde für diese Langzeitaufnahme (30 Minuten) 

mit einer langen Taukappe verlängert, um den Einfluss des Streulichts aus der näheren 

Umgebung zu reduzieren. Die Siedlungsbeleuchtung besteht aus Gasentladungslampen, 

wovon einige, jedoch nicht alle Linien im Spektrum erscheinen. Durchgangsstrassen mit 

Natrium Dampflampen-Beleuchtung sind einige 100m entfernt ohne direkte Sichtverbindung 

zum Standort. 

Als schädlichste Verschmutzungsquelle werden in der Literatur übereinstimmend die Natrium 

Hochdruck Dampflampen bezeichnet, da sie eine glockenförmige Emission um die 

Fraunhofer D Lininen 5890/96 erzeugen (siehe auch Tafel 104). Diese kann kaum wirksam 

herausgefiltert werden, ohne dass auch das Nutzsignal beeinträchtigt wird. Deshalb wurde 

z.B. auf La Palma und Teneriffa im dortigen Beleuchtungsgesetz („La Ley del Cielo“) unter 

anderem die Verwendung von Natrium Hochdruck Dampflampen stark eingeschränkt [190]!


TAFEL 96 

Spektrum des Nachthimmels 

Rifferswil Schweiz 

M1 Spektrum + 

Lichtverschmutzung 

M1 Spektrum 

6115 Ar II / Xe II 

Na I 5890/96 

HG I 5790 

HG I 5770 

Na I 5683/88 

[O I] 5577.35 Airglow 

Hg I 5460.75 

Xe II 5419.15 

OH Meinel Bands: Molekulare 

Rotations- und Vibrations Banden 

Na I 6154/65 

Hg I 4358.34 

O 2 Linien 

? 

Na Dampf 

Hochdruck 

[O I] 4802 ? 



28 Terrestrische Lichtquellen 

28.1 Spektren von Gasentladungslampen 

Gasentladungslampen spielen für die Astrophysik eine wichtige Rolle. Sie können nützlich 

sein, z.B. zur Eichung der Spektralprofile – anderseits aber auch Störquellen darstellen, u.a. 

infolge Lichtverschmutzung durch die Strassen- und Siedlungsbeleuchtung. Für Einsteiger 

sind diese Spektren durchaus interessante Studienobjekte, vor allem bei bedecktem Himmel. 

Leider können Gasentladungslampen nur mit relativ hoher Spannung ab ca. 110V betrieben 

werden. Dies erfordert, vor allem beim Outdoor-Betrieb, minimale elektrotechnische 

Kenntnisse d.h. einschlägige Sicherheitsmassnahmen wie Trenntrafos, FI-Schalter oder 

DC/AC Spannungswandler (z.B.12V DC/230V AC). 

Tafel 101: Neon Glimmlampe 

Die orange leuchtenden Neon Glimmlampen werden als Indikatorleuchten verwendet, z.B. 

beim Kochherd, Bügeleisen, abschaltbaren Steckerleisten, Phasenprüfer etc. Sie produzieren 

zahlreiche Emissionslinien, vorwiegend im Rotbereich des Spektrums. Deren Wellenlängen 

sind sehr genau bekannt. Diese Eigenschaften macht sie bei Amateuren als konkurrenzlos 

billige Eichlampe sehr beliebt. Nachteilig ist, dass die intensiven Linien auf den Rotbereich 

des Spektrums beschränkt sind. 

Bei sehr langer Belichtungszeit erscheinen vor allem im Grünbereich zusätzlich auswertbare 

Emissionen, verbunden mit dem Nachteil, dass bei gering bis mässig hoch auflösenden 

Spektrografen die meisten intensiven Linien des Rotbereichs übersättigt erscheinen und so 

nicht mehr im selben Profil auswertbar sind. Für die Kalibration breitbandiger Spektren (rot 

bis blau) oder höher aufgelöster Profile im Blaubereich sind daher Billiglösungen gemäss 

Tafeln 103 und 106 vorzuziehen. Im professionellen Sektor oder gehobenen Amateurbereich, 

z.B. für Echelle Spektrografen, werden relativ kostspielige Hohlkathodenlampen, u.a. 

mit Eisen-Argon, eingesetzt, welche ein sehr enges Linienraster produzieren. 

Tafel 102: Energiesparlampe ESL Osram Sunlux 

Als Ergänzung zum Rotbereich werden in Amateurkreisen auch ESL eingesetzt. Diese 

Leuchtstofflampen enthalten mehrere Gase und Substanzen, welche unterschiedliche Aufgaben 

erfüllen. Unter anderem sind auch fluoreszierende Leuchtstoffe, meistens sog. „Seltene 

Erden“ im Einsatz. Das Vorkommen richtet sich vorwiegend nach dem Farbton, welche 

die Lampe erzeugen soll. Für die Eichung eignen sich ausschliesslich die diskreten Linien 

der Hilfsgase, z.B. Argon (Ar), Xenon (Xe), und Quecksilber (Hg). Leider sind einzelne dieser 

Positionen schwierig auseinanderzuhalten, da sie in unmittelbarer Nachbarschaft auftreten, 

so z.B. Ar II (λ 6114.92) und Xe (λ 6115.08). 

Tafel 103: Xenon Stroboskoplampe 

Deutlich besser geeignet für die Breitbandkalibration von Profilgrafiken ist das Spektrum 

der Xenon Stroboskoplampe z.B. des Bausatzes K2601 von Velleman. Diese Schaltung ist 

als Positionslampe für Modellflugzeuge sowie als Effektbeleuchtung für Bühnen, Schaufenster 

und Diskotheken konstruiert. Die Flackerfrequenz muss für Kalibrierzwecke auf das 

Maximum reguliert und eine Aufwärmzeit von ca. 15 Sekunden eingehalten werden. Weitere 

Infos siehe [32]. Diese Lampe produziert etwa 50 auswertbare Linien, verteilt über den 

gesamten Bereich vom nahen Infrarot- bis zu Violett (ca. λλ 8‘000 – 3‘900). Im Infrarotbereich 

stehen weitere Emissionen zur Verfügung, die hier nicht dokumentiert sind. Bei langer 

Vorheizzeit werden zusätzliche Linien sichtbar. Die meisten Emissionslinien sind auf Xenon 

zurückzuführen. Das kurzwellige Ende des Spektrums wird von Linien seltener Erden dominiert, 

welche in Lampen verschiedene Funktionen erfüllen. Die Xenon Röhre wird während 

des Betriebes sehr heiss und benötigt 230V Netzspannung. Deshalb ist ein entsprechendes 

Gehäuse erforderlich.


Tafel 104: Natriumdampf Hochdrucklampe für die Strassenbeleuchtung 

Dieser Lampentyp wird für die Strassenbeleuchtung eingesetzt. Das Natrium erzeugt Licht 

im Bereich der Fraunhofer D1/D2 Linie. Infolge des hohen Gasdruckes wird kein echt monochromatisches 

Licht ausgesendet sondern das Kontinuum verläuft infolge von „pressureund 

collision broadening“, sowie Selbstabsorptionseffekten, in glockenähnlicher Form. Zugesetzte 

Hilfsgase, z.B. Xenon, können zusätzlich diskrete Linien im Spektrum bilden. 

Tafel 105: Hochleistungs Xenon Lampe 

Solche Hochdruck Gasentladungslampen werden z.B. für die Stadionbeleuchtung oder als 

Positionslampen auf Berggipfeln eingesetzt. Die Linienidentifikation erfolgte an den kalibrierten 

Spektren mit Vspec (Tools/Elements/elements), sowie Datenblätter einiger Lampenhersteller. 

Tafel 106: Glimmstarter ST 111 von OSRAM (4–80W, 220V–240V) 

Eine weitere Alternative zur Breitband Kalibrierung und Detailanalysen im Blaubereich sind 

umgebaute Glimmstarter für Leuchtstoffröhren. Diese enthalten eine kleine Gasentladungslampe, 

welche jedoch nicht als Leuchtmittel sondern als Bimetall Schalter eingesetzt wird. 

Für unseren Zweck muss sie mit einem Vorwiderstand beschaltet werden (Details siehe 

[34]). OSRAM deklariert die Zusammensetzung des Gases mit Wasserstoff H und Argon Ar. 

Die Leuchtleistung im Blaubereich ist relativ schwach, so dass etwas längere Belichtungszeiten 

in Kauf genommen werden müssen.


TAFEL 101 

Spektrum Neon Glimmlampe 

8082.46 

8136.41 

7245.17 

7535.77 

7488.87 

7173.94 

5852.49 

7032.41 

5881.89 

5944.83 

5975.53 

6030.00 

6074.34 

6096.16 

6143.06 

6163.59 

6217.28 

6266.49 

6304.79 

6334.43 

6382.99 

6929.47 

6402.25 

6506.53 

6532.88 

6598.95 

6678.28 

6717.04 

7438.90 



TAFEL 102 

Spektrum ESL Osram Sunlux


TAFEL 103 

Spektrum der Xenon Strobotube 27 WS Bausatz Velleman K2601 

Xe 6182.42 

Xe 6097.59 

Xe 6051.15 

Xe 6036.2 

Xe 5472.61 

Xe 5460.39 

Xe 5438.96 

Xe 5419.15 

Xe 5292.22 

Xe 5976.46 

Xe 5893.29 

Xe 5875.02 

Xe 5824.8 

Xe 5751.03 

Xe 5699.61 

Xe 5667.56 

Xe 5531.07 

Xe 5372.39 

Xe 5339.33 

Xe 5934.17 

Xe 5616.67 

Xe 5261.95 

Xe 5191.37 

Xe 5125.7 

Xe 5080.62 

Xe 5028.28 

Xe 4988.77 

Xe 4971.71 

Xe 

Linien ohne Wellenlängenangabe 

sind für die Kalibration 

ungeeignet 

Xe 7967.34 

Xe 7887.4 

Xe 7642.02 

Xe 7119.6 

Xe 8061.34 

Xe 6882.16 

Xe 7393.79 

Xe 7284.34 

Xe 6976.18 

Xe 6827.32 

Xe 6728.01 

Xe 6668.92 

Xe 6595.01 

Xe 6469.7 

Xe 6318.06 

Xe 6182.42 

Xe 4843.29 

Xe 4828.04 

Xe 4807.02 

Xe 4734.15 

Xe 4673.7 

4624.9 Ce? 

4525.31 La? 

4501.52 Cs? 

4384.43 Cs? 

4193.8 Ce? 

4080 Ce? 

3952.54 Ce? 



TAFEL 104 

Natrium Hochdruckdampflampe


TAFEL 105 

Xenon Hochleistungslampe 

Positionslampe Rigi-Gipfel 

Xe: Xenon 

Y: Yttrium Fluoreszenzmaterial 

Zr : Zirkonium (Getter Material) 

Tm: Thulium (Leuchtstoffaktivierung) 

Dy: Dysprosium (Farbl. Optimierung Emissionsspektrum) 

Ne: Neon 

Sc: Scandium (Farbl. Optimierung Emissionsspektrum)


Spektrum Glimmstartlampe OSRAM ST 111 4-80W Gitter: 900L/mm 

TAFEL 106 

Ar 4764.78 

Ar 4657.9 

Ar 4609.57 

Ar 4545.05 

Ar 4426.0 

Ar 4259.36 

Blend 

Ar 4735.91 

Ar 4726.87 

Ar 4589.89 

Ar 4579.35 

Ar 4158.59 

Ar 4131.72 

Ar 4510.73 

Ar 4481.81 

Ar 4474.76 

Ar 4400.99 

Ar 4379.67 

Ar 4370.75 

Hγ 4348.06 

Ar 4340.47 

Ar 4300.1 

Ar 4277.53 

Ar 4190.71 

Ar 4103.91 

Blend mit Hδ 

Ar 4072 

Ar 4052.9 

Ar 4042.89 

Ar 3928.6 

Ar 4448.88 

Ar 4237.22 

Ar 4228.16 

Ar 4013.86 

Ar 3994.79 

Ar 3979.36 

Blend 

Blend 

Ar 7635.11 

Blend 

Ar 7383.98 

Ar 7272.94 

Ar 7067.22 

Ar 6965.43 

Ar 6752.83 

Ar 6677.28 

Hα 6562.85 

Gitter: 200L/mm 

Hβ 

4861.33 

Ar 4764.87 

Ar 7147.04 

Ar 6871.29 

Ar 6416.31 

Ar 6172.28 

Ar 6032.13 

Ar 4965.08 

Ar 4806.02 

Ar 5606.73 

Ar 5495.87 

Ar 4657.9 

Ar 4609.57 

Ar 4545.05 

Ar 4510.73 

Blend 

Blend 

Ar 4277.53 

Ar 4200.67 

Ar 4158.59 

Ar 4072.0 

Blend 



28.2 Spektren von Gasflammen 

Tafel 110: Swan Bänder im Vergleich von überlagerten Spektren: 

Butangasbrenner (Lötlampe), Komet Hyakutake, Kohlenstoffstern WZ Cassiopeiae. 

Die bereits in Kap. 22 beschriebenen Swan Bänder haben für die Astrophysik grosse Bedeutung. 

Sie werden z.B. in den kühlen Atmosphären der Kohlenstoffsterne als Absorptionsbanden 

und in den Kometen des Sonnensystems als Emissionsbanden erzeugt. Solche 

Spektren entstehen durch komplexe Rotations- und Vibrationsvorgänge bei erhitzten Molekülen 

[3]. Die relativ geringe, erforderliche Anregungsenergie lässt dieses spektrale Detail 

durch intensive Verbrennung von Kohlenwasserstoffen mit simpeln Heimwerkermitteln aus 

dem Baumarkt simulieren. 

Tafel 110 zeigt diese Swan Bänder, erzeugt mit einem Butangasbrenner! Zum Vergleich 

sind dort die Spektren von Komet Hyakutake und dem Kohlenstoffstern WZ Cassiopeiae 

(Tafel 67) überlagert. Der Kurvenverlauf des Hyakutake Spektrums (28. März 1998) wurde 

aus einem ESO/Caos Projekt, entsprechend skaliert, in diese Darstellung übertragen 

http://www.eso.org/projects/caos/. 

Auffallend sind hier die verblüffend ähnlichen Emissionsspektren des Kometen Hyakutake 

und der Butangasflamme (C4H10) im Bereich der C2 Swan Bänder – erklärbar durch dieselben 

hier wirksamen, physikalischen Prozesse. Bei WZ Cassiopeiae sind diese in Absorption 

zu sehen, weshalb dieses Spektralprofil in etwa spiegelbildlich zu den anderen verläuft. 

Die Wellenlängen der intensivsten C2 Band Heads sind λλ 6191, 5636, 5165, 4737 und 

4383. Daneben sind noch zahlreiche feinere C2 Absorptionen zu erkennen, mit Wellenlängen 

gemäss [110]. Einige dieser Linien sind auch bei den Profilen der Kohlenstoffsterne in 

Tafel 65 zu erkennen. 

Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [110], [210]. 

In der Werkstatt von Urs Flükiger (siehe Bild unten) haben wir – mit vergleichbarem Ergebnis 

– auch Acetylenflammen (C2H2) spektroskopiert.


TAFEL 110 

Swan Bänder: Butangasbrenner, Komet Hyakutake und WZ Cas 


Kohlenstoffstern 

Komet Hyakutake 

CH 4315 

C 2 5130 

Butangas 

-brenner 

C2 5636 

C2 5585 

C2 5541 

C2 5502 

C 2 6191 

C 2 5165 

Swan Bänder 

C2 4737 

C2 4715 

C2 4698 

C2 4685 

C 2 /CH 4383/85 

CH 3900/3880 



29 Spektralklassen und –Werte wichtiger Sterne 

Die folgenden Sterne der Spektralklassen O, B, A, F, G, K, M können von Zentraleuropa aus 

beobachtet werden: 

SpektralklasseLeuchtkraftklasseHelligkeit 

m 

sin 

[km/s] 

Bayer 

Bez. 

Sternname 

O8 III 3.5 λ Ori A Meissa 

09 lll 2.8 130 ι Ori Nair al Saif 

O9.5 lb 2.1 ζ Ori A Alnitak 

ll 2.2 δ Ori A Mintaka 

V 3.7 94 σ Ori A 

B0 la 1.7 87 ε Ori Alnilam 

lVe 2.5 300 γ cas 

V 2.8 24 τ Sco 

B0.5 la 2.1 82 κ Ori Saiph 

lV 2.3 181 δ Sco Dschubba 

V 2.6 β Sco Acrab 

lV 2.9 153 ε Per Adid 

V 3.4 46 η Ori Algiebbah 

B1 V 1.0 159 α Vir Spica 

ll-lll 2.0 36 β CMa Mirzam 

lb 2.9 59 ζ Per Menkib 

lll 3.2 28 β Cep Alfirk 

B2 lll 1.6 59 γ Ori Bellatrix 

lV 2.8 3 γ Peg Algenib 

B3 lV 2.0 201 σ Sgr Nunki 

lV 3.4 19 ε Cas Segin 

B5 la 2.5 45 η CMa Aludra 

llle 3.0 259 δ Per 

B6 lll 3.2 31 ζ Dra Aldhibah 

lll 3.7 215 17 Tau Electra 

lVe 4.2 282 23 Tau Merope 

B7 V 1.4 329 α Leo Regulus 

lll 1.7 71 β Tau Alnath 

llle 2.9 215 η Tau Alcyone 

B8 IIpe 3.4 β Lyr Sheliak 

la 0.1 33 β Ori Rigel 

V 2.1 65 β Per Algol 

lllp Hg Mn 2.6 41 γ Crv Gienah Corvi 

Ve 2.9 276 β Cmi Gomeisa 

lll 3.9 39 20 Tau Maia 

lll 3.6 212 27 Tau Atlas 

Ve β Cyg Albireo B 

lll 3.2 68 φ Sgr 

IVp Mn Hg 2.1 56 α And Alpheratz 

B9 lll 3.2 76 γ Lyr Sulafat


SpektralklasseLeuchtkraftklasseHelligkeit 

m 

sin 

[km/s] 

Bayer Bez. Sternname 

A0 Va 0.0 15 α Lyr Vega 

p Cr 1.8 38 ε UMa Alioth 

lV 1.9 32 γ Gem Alhena 

A1 Vm -1.46 13 α CMa A Sirius A 

V 1.9 α Gem A Castor A 

V 2.4 39 β UMa Merak 

V 3.8 96 ε Aqr Albali 

A2 la 1.25 21 α Cyg Deneb 

Vm 2.9 α Gem B Castor B 

lV 1.9 37 β Aur Menkalinan 

A3 V 2.1 121 β Leo Denebola 

lll-lV 2.8 α Lib A Zubenelgenubi 

V 3.4 173 ζ Vir Heze 

A4 lV 2.6 181 δ Leo Zosma 

A5 V 2.6 79 β Ari Sharatan 

lll 2.1 219 α Oph Ras Alhague 

lll-lV 2.7 113 δ Cas Ruchbah 

A7 V 0.8 242 α Aql Altair 

V 2.4 246 α Cep Alderamin 

lll 3.0 139 γ Boo Seginus 

A9 lll 3.8 141 γ Her 

F0 lae 3.0 29 ε Aur A Alanz 

lll 3.4 84 ζ Leo Adhafera 

lV 3.5 111 δ Gem Wasat 

V 2.8 γ Vir Porrima 

F2 lll-lV 2.3 70 β Cas Caph 

F5 lV-V 0.4 6 α CMi Procyon 

lb 1.8 18 α Per Mirfak 

lb-ll 2.0 17 α Umi Polaris 

F6 lV 3.4 93 α Tri Mothallah 

F8 la 1.9 28 δ CMa Wezen 

lb 2.2 20 γ Cyg Sadr 

V 3.6 3 β Vir Zavijah 

G0 lV 2.7 13 η Boo Muphrid 

lb 2.9 18 β Aqr Sadalsuud 

lll 0.1 α Aur Capella B 

G1 ll 3.0


lll Fe l 3.5


30 Erforderliche Ionisationsenergie der einzelnen Elemente 

Diese Tabelle zeigt die minimal benötigten Energiewerte [eV], welche zur Ionisierung eines 

Elementes ab dem Grundzustand =1 benötigt werden. Datenquelle: [201]). 

Z 

Element 

1 H 13.6 

Benötigte Energie [eV] für die folgenden Ionisierungsstufen 

ll lll lV V Vl Vll Vlll lX 

2 He 24.6 54.4 

3 Li 5.4 75.6 122.5 

4 Be 9.3 18.2 153.9 217.7 

5 B 8.3 25.2 37.9 259.4 340.2 

6 C 11.3 24.4 47.9 64.5 392.1 490.0 

7 N 14.5 29.6 47.5 77.5 97.9 552.0 667.0 

8 O 13.6 35.1 54.9 77.4 113.9 138.1 739.3 871.4 

9 F 17.4 35.0 62.7 87.1 114.2 157.2 185.2 953.9 

10 Ne 21.6 41.0 63.5 97.1 126.2 157.9 207.3 239.1 

11 Na 5.1 47.3 71.6 98.9 138.4 172.2 208.5 264.2 

12 Mg 7.6 15.0 80.1 109.2 141.3 186.5 224.9 265.9 

13 Al 6.0 18.8 28.4 120.0 153.7 190.5 241.4 284.6 

14 Si 8.2 16.3 33.5 45.1 166.8 205.1 246.5 303.2 

15 P 10.5 19.7 30.2 51.4 65.0 230.4 263.2 309.4 

16 S 10.4 23.3 34.8 47.3 72.7 88.0 280.9 328.2 

17 Cl 13.0 23.8 39.6 53.5 67.8 98.0 114.2 348.3 

18 Ar 15.8 27.6 40.7 59.8 75.0 91.0 124.3 143.5 

19 K 4.3 31.6 45.7 60.9 82.7 100.0 117.6 154.9 

20 Ca 6.1 11.9 50.9 67.1 84.4 108.8 127.7 147.2 

21 Sc 6.5 12.8 24.8 73.5 91.7 111.1 138.0 158.7 

22 Ti 6.8 13.6 27.5 43.3 99.2 119.4 140.8 168.5 

23 V 6.7 14.7 29.3 46.7 65.2 128.1 150.2 173.7 

24 Cr 6.8 16.5 31.0 49.1 69.3 90.6 161.1 184.7 

25 Mn 7.4 15.6 33.7 51.2 72.4 95.0 119.3 196.5 

26 Fe 7.9 16.2 30.7 54.8 75.0 99.0 125.0 151.1 

27 Co 7.9 17.1 33.5 51.3 79.5 102 129 157 

28 Ni 7.6 18.2 35.2 54.9 75.5 108 133 162 

29 Cu 7.7 20.3 36.8 55.2 79.9 103 139 166 

30 Zn 9.4 18.0 39.7 59.4 82.6 108 134 174 

31 Ga 6.0 20.5 30.7 64


31 Liste Planetarischer Nebel sortiert nach Anregungsklassen 

Diese Tabelle zeigt Planetarische Nebel bis zur scheinbaren Helligkeit 11m, aufsteigend 

sortiert nach Anregungsklasse E, gemäss Gurzadyan et al [206]. Die Temperaturen der 

Zentralsterne stammen von J. Kaler [207], die Spektralklassen aus CDS/SIMBAD [500], die 

Helligkeitswerte aus Karkoschka oder Wikipedia. 

E Katalog Populärname Sternbild 

Helligkeit 

Zentralstern 

SpektralTemperaklassetur Teff [K] 

1 IC418 Spirograph-Nebel Hase 9m3 O7fp 35‘000 

2 IC2149 Fuhrmann 10m6 O7.5 

2 IC4593 Herkules 10m9 35‘000 

2 IC4776 Schütze 11m5 

2 IC4997 Schütze 11m5 49‘000 

3 IC3568 Giraffe 11m5 57‘000 

4 NGC6210 Schildkröte Herkules 8m8 O7f 58‘000 

4 NGC6790 Adler 10m5 76‘000 

4 NGC6891 Delphin 10m5 

5 NGC6543 Katzenauge Drache 8m1 O7+WR 80‘000 

5 NGC6803 Adler 11m4 

7 NGC6884 Schwan 10m9 87‘000 

7 NGC7009 Saturn Nebel Wassermann 8m3 90‘000 

7 NGC6572 Blue Racquetball Schlangenträger 9m0 Of+WR 100‘000 

7 NGC7293 Helix Nebel Wassermann 7m5 DA0 110‘000 

8 NGC1514 Stier 10m9 DB8 

8 NGC1535 Eridanus 10m6 

8 NGC3587 Eulen Nebel Grosser Bär 9m9 

9 NGC3132 Südl. Ringnebel Segel 8m2 

9 NGC6886 Pfeil 11m4 168‘000 

9 NGC6741 Phantom Streak Adler 11m0 180‘000 

9 NGC3242 Jupiters Geist Wasserschlange 7m7 90‘000 

9 NGC3918 Zentaur 8m5 

10 NGC7662 Blauer Schneeball Andromeda 8m3 110‘000 

10 NGC7027 Schwan 8m5 unsichtbar 

10 NGC6853 Hantelnebel Fuchs 7m5 DO7 160‘000 

10 NGC2438 Puppis 10m1 

10 NGC650 Kl. Hantelnebel Perseus 10m1 

10 NGC6818 Schütze 9m3 155‘000 

10 NGC6302 Käfer Nebel Skorpion 9m6 

10 NGC6720 Ring Nebel Leier 8m8 150‘000 

10 NGC2392 Eskimo Nebel Zwillinge 9m1 65‘000 

11 NGC6826 Blinkender Nebel Schwan 8m8 100‘000 

11 NGC2818 Schiffskompass 8m2 

11 NGC7008 Schwan 10m7 

12 NGC1360 Chemischer Ofen 9m4 

12+ NGC246 Walfisch 10m9 

12+ NGC4361 Rabe 10m9


32 Terminologie der spektroskopischen Wellenlängenbereiche 

Die Terminologie der spektroskopischen/photometrischen Wellenlängenbereiche wird gemäss 

[2] in der Astrophysik nicht einheitlich gehandhabt und variiert je nach Quelle. Zudem 

verwenden astronomische Spezialsparten, Satellitenprojekte etc. oft abweichende Definitionen. 

Zur Vermittlung von Richtwerten folgt hier eine zusammenfassende Darstellung gemäss 

[2], [11] und Wikipedia (Infrared Astronomy). Angegeben sind entweder die zentrale 

Wellenlänge λ der entsprechenden, photometrischen Bandfilter, oder deren ungefährer 

Durchlassbereich. 

Optischer Bereich UBVRI λλ 3300 – 10‘000 (Johnson/Bessel/Cousins) 

Zentrale Wellenlänge Astrophysikalische 

λ [μm] λ [Å] 

Bandbezeichnung 

Erforderliche Instrumente 

0.35 3’500 U – Band (UV) Optische Teleskope 

0.44 4’400 B – Band (Blau) 

0.55 5’500 V – Band (grün) 

0.65 6’500 R – Band (rot) 

0.80 8’000 I – Band (infrarot) 

Bei anderen photometrischen Systemen sind auch das Z – Band (ca. λλ 8000 – 9000) und 

das Y – Band (ca. λλ 9500 – 11‘000) gebräuchlich (ASAHI Filters). 

Infrarotbereich gemäss Wikipedia (Infrared Astronomy) 

Zentrale Wellenlänge Astrophysikalische 

λ [μm] λ [Å] Bandbezeichnung 

Erforderliche Instrumente 

1.25 10’250 J – Band Die meisten optischen- und 

1.65 16’500 H – Band 

auch Infrarot Teleskope 

2.20 22’000 K – Band 

3.45 34’500 L – Band Einige optische- und die 

4.7 47’000 M – Band 

meisten Infrarot Teleskope 

10 100’000 N – Band 

20 200’000 Q – Band 

200 2’000’000 Submilimeter Submilimeter Teleskope 

Für terrestrische Teleskope gelten gemäss [2] meistens folgende, englische Bereichsdefinitionen 

[Å]: 

– Far Ultraviolett (FUV): λ 200‘000 (200 μm)


33 Anhang 

33.1 Sternbilder 

Sternbild 

Latein. Genitiv 

Abkürz. 

Deutscher 

Name 

Sternbild 

Latein. Genetiv 

Abkürz. 

Deutscher 

Name 

Andromedae And Andromeda Indi Ind Inder 

Antliae Ant Luftpumpe Lacertae Lac Eidechse 

Apodis Aps Paradiesvogel Leonis Leo Löwe 

Aquarii Aqr Wassermann Leonis Minoris LMi Kleiner Löwe 

Aquilae Aql Adler Leporis Lep Hase 

Arae Ara Altar Librae Lib Waage 

Arietis Ari Widder Lupi Lup Wolf 

Aurigae Aur Fuhrmann Lyncis Lyn Luchs 

Bootis Boo Bärenhüter Lyrae Lyr Leier 

Caeli Cae Grabstichel Mensae Men Tafelberg 

Camelopardalis Cam Giraffe Microscopii Mic Mikroskop 

Cancri Cnc Krebs Monocerotis Mon Einhorn 

Canum Venaticorum CVn Jagdhunde Muscae Mus Fliege 

Canis Maioris CMa Großer Hund Normae Nor Winkelmass 

Canis Minoris CMi Kleiner Hund Octantis Oct Oktant 

Capricorni Cap Steinbock Ophiuchi Oph Schlangenträger 

Carinae Car Schiffskiel Orionis Ori Orion 

Cassiopeiae Cas Kassiopeia Pavonis Pav Pfau 

Centauri Cen Zentaur Pegasis Peg Pegasus 

Cephei Cep Kepheus Persei Per Perseus 

Ceti Cet Walfisch Phoenicis Phe Phönix 

Chamaeleontis Cha Chamäleon Pictoris Pic Maler 

Circini Cir Zirkel Piscium Psc Fische 

Columbae Col Taube Piscis Austrini PsA Südlicher Fisch 

Comae Berenicis Com Haar Berenike Puppis Pup Achterdeck 

Coronae Australis CrA Südl. Krone Pyxidis Pyx Schiffskompass 

Coronae Borealis CrB Nördl. Krone Reticuli Ret Netz 

Corvi Crv Rabe Sagittae Sge Pfeil 

Crateris Crt Becher Sagittarii Sgr Schütze 

Crucis Cru Kreuz d. Südens Scorpii Sco Skorpion 

Cygni Cyg Schwan Sculptoris Scl Bildhauer 

Delphini Del Delphin Scuti Sct Schild 

Doradus Dor Goldfisch Serpentis Ser Schlange 

Draconis Dra Drache Sextantis Sex Sextant 

Equulei Equ Füllen Tauri Tau Stier 

Eridani Eri Eridanus Telescopii Tel Fernrohr 

Fornacis For Chemischer Ofen, Trianguli Tri Dreieck 

Fornax 

Geminorum Gem Zwillinge Trianguli Australis TrA Südliches Dreieck 

Gruis Gru Kranich Tucanae Tuc Tukan 

Herculis Her Herkules Ursae Maioris UMa Grosser Bär 

Horologii Hor Pendeluhr Ursae Minoris UMi Kleiner Bär 

Hydrae Hya Wasserschlange Velorum Vel Segel 

Hydri Hyi kleine Wasserschlange 

Virginis Vir Jungfrau 

Volantis Vol Fliegender Fisch Vulpeculae Vul Fuchs


33.2 Periodensystem der Elemente


33.3 Ausschnitte aus historischen und aktuellen Spektralatlanten 

Den allerersten Spektralatlas hat Pater Angelo Secchi an der Vatikansternwarte mit seinem 

Klassierungssystem verfasst. Viele Quellen nennen ihn deshalb „Vater der modernen Astrophysik“. 

Die Tafeln mit den Spektralzeichnungen stammen aus seinem ins Deutsche übersetzte 

Buch Die Sterne, Grundzüge der Astronomie der Fixsterne (1878). Antiquarisches 

Exemplar aus der Sammlung Martin Brunold [705].


Auszug aus An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Morgan, 

Keenan, Kellman 1943 [50]. Die Tafeln sind von Hand beschriftet! 

Auszug aus dem vergriffenen Bonner Spektralatlas, 1975 ,Waltraut Carola Seitter (Sammlung 

M. Brunold). Die Präsentation der Spektren ist sortiert nach Leuchtkraftklassen (la).


Auszug aus dem Revised MK Spectral Atlas for Stars earlier than the Sun W.W. Morgan, 

H.A. Abt, and J.W. Tapscott, (1978) 

Auszug aus A Digital Spectral Classification Atlas von R.O. Gray, (2000)


33.4 Instrumente 

Teleskop: Celestron C8 Schmidt Cassegrain, Öffnung 8 Zoll, 

Brennweite ca. 200 cm, Montierung: Vixen Sphinx SXD 

Spektrograf: DADOS, Baader Planetarium, Reflexionsgitter 200 und 900L/mm, 

Spaltbreiten 25, 35 und 50μm. 

Kameras: Meade DSI III Pro monochrom Standort: CH-Rifferswil 610 m.ü. M 

Einige Spektren von Deep Sky Objekten wurden im Nasmith Fokus des CEDES Cassegrain 

Teleskops der Sternwarte Mirasteilas in Falera aufgenommen: Öffnung 90 cm, Brennweite 

900 cm, Details siehe [706]. Links Martin Huwiler, technischer Leiter der Sternwarte. 

An dieser Stelle sei Martin Huwiler für seine wertvolle fachliche Unterstützung und Mitarbeit, 

sowie dem erfolgreichen Asteroidenjäger Jose de Queiroz für seine Gastfreundschaft 

während unseres Aufenthaltes herzlich gedankt.


34 Literatur und Internet 

Literatur: 

[1] James Kaler, Stars and their Spectra 

[2] Richard Gray, Christopher Corbally, Stellar Spectral Classification, Princeton Series in 

Astrophysics 

[3] Keith Robinson, Spectroscopy, The Key to the stars 

[4] Stephen Tonkin, Practical Amateur Spectroscopy 

[5] Waltraut Carola Seitter, Atlas für Objektiv Prismen Spektren – Bonner Spektralatlas. Veröffentlichung 

der Astronomischen Institute Bonn, Duemmler Verlag 1975. Dieses vergriffene Standardwerk 

besteht aus Teil l und ll, ausgelegt für unterschiedlich hoch auflösende Spektrografen. Seit kurzem 

als Download verfügbar! http://www.archive.org/search.php?query=bonner%20atlas 

[6] H.A. Abt, A.B. Meinel, W.W. Morgan, J.W. Tapscott, An Atlas of Low Dispersion Grating Stellar 

Spectra, 1968. Vergriffen. 

[7] N. Houk, N. Irvine, D. Rosenbush, An Atlas of Objective-Prism Spectra, , Univ. Michigan 1968. 

Vergriffen. 

[8] Ginestet, N.; et al. Atlas de Spectres Stellaires, Standards de Classification MK, / Observatoire 

Midi-Pyrenees, 1992. Vergriffen. 

[9] Jack Martin, A Spectroscopic Atlas of Bright Stars, Springer Verlag 2010 

[10] Erich Karkoschka, Atlas für Himmelsbeobachter, 3. Auflage, Kosmos Verlag 

[11] Brian D. Warner, Lightcurve Photometry and Analysis 

[12] Ken M. Harrison, Astronomical Spectroscopy for Amateurs, Springer Verlag 2010 

[13] J.-P. Rozelot, C. Neiner et al. Astronomical Spectrography for Amateurs, EDP Sciences: EAS Publication 

Series, Volume 47, 2011. 

[14] G.A. Gurzadyan, 1997, The Physics and Dynamics of Planetary Nebulae, 

ISBN-13: 9783540609650 

Internet Links: 

Verfasser: 

Folgende Schriften zum Thema Spektroskopie können unter diesem Link heruntergeladen werden: 

http://www.ursusmajor.ch/astrospektroskopie/richard-walkers-page/index.html 

[30] Beitrag zur Spektroskopie für Astroamateure 

[31] Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen mit den wichtigsten IRIS und Vspec 

Funktionen. Unter dieser Homepage ist alternativ ein Tutorial von Urs Flückiger zu finden, mit 

Hauptgewicht auf der Bildbearbeitung. 

[32] Kalibrierung von Spektren mit der Xenon Stroboskoplampe 

[33] Emissionsspektroskopie mit Funken- und Lichtbogenanregung 

[34] Kalibrierung von Spektren mit dem Glimmstarter ST 111 von OSRAM 

Spektralatlanten und kommentierte Spektren: 

[50] An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Morgan, Keenan, Kellman 

(1943): http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/frames.html 

Hier lohnt es sich, zusätzlich zum Kommentar im pdf Format, auch die einzelnen Spektraltafeln als 

hochaufgelöste Bilder herunterzuladen!


[51] Revised MK Spectral Atlas for Stars earlier than the Sun W.W. Morgan, H.A. Abt, and J.W. 

Tapscott, (1978), Yerkes Observatory, University of Chicago and Kitt Peak National Observatory 

http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March02/Morgan/frames.html 

[52] Digital Spectral Classification Atlas von R.O. Gray, (2000): 

http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html 

[53] Moderate-resolution spectral standards from lambda 5600 to lambda 9000 von Allen, L. E. & 

Strom, K. M: http://adsabs.harvard.edu/full/1995AJ....109.1379A 

[54] Paolo Valisa, Osservatorio Astronomico Schiaparelli, Varese. Zahlreiche, sehr gut und verständlich 

kommentierte, detailreiche Spektren verschiedenster Himmelsobjekte 

http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/spettrien.htm 

[55] An atlas of low-resolution near-infrared spectra of normal stars 

Torres Dodgen, Ana V., Bruce Weaver: 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..693T 

[56] Contemporary optical spectral classification of the OB stars - A digital atlas : N. R. Walborn, E.L. 

Fitzpatrick (1990) http://adsabs.harvard.edu/full/1990PASP..102..379W 

[57] An Atlas of yellow-red OB spectra N. R. Walborn (1980), 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1980ApJS...44..535W 

[58] A Standard Stellar Spectral Sequence in the Red/Near Infrared Classes: K5 to M9, Kirkpatrick et 

al. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1991ApJS...77..417K 

59] Homepage of Alex Lobel with: The Interactive Database of Spectral Standard Star Atlases. 

http://alobel.freeshell.org/ 

http://spectra.freeshell.org/SpectroWeb_news.html 

[60] UCM: Librerias de espectros estelares 

http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html 

Sonne: 

[80] Hochaufgelöstes, kommentiertes Sonnenspektrum bei Bass2000 

http://bass2000.obspm.fr/download/solar_spect.pdf 

[81] Lunettes Jean Roesch (Pic du Midi), praktisch vollständig kommentiertes, hochaufgelöstes Sonnenspektrum, 

gewonnen auf dem Jungfraujoch (Université de Genève): 

http://ljr.bagn.obs-mip.fr/observing/spectrum/index.html 

Kohlenstoffsterne: 

[100] A Moderate Resolution Spectral Atlas of Carbon Stars, Cecilia Barnbaum, P. Keenan et al. 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1996ApJS..105..419B 

[101] A High Resolution Spectral Atlas of Carbon Stars, Cecilia Barnbaum, 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1994ApJS...90..317B 

[102] The Chemical Composition of the Rare J-Type Carbon Stars, Carlos Abia et al. 

http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/9912/9912025v1.pdf 

[103] Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars, Simple Estimates of Effective Temperature, Masuo 

Tanaka et al. http://pasj.asj.or.jp/v59/n5/590508/590508.pdf 

[104] Radial Velocity Distribution and Line strengths of 33 Carbon Stars in the Galactic Bulge, 1991, 

D. Tyson et al. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1991ApJ...367..547T 

[105] Carbon Stars, Hydrostatic Models and Optical/Near Infrared Interferometry, S. 

Schneiderbauer, 2008, Univ. Vienna, http://othes.univie.ac.at/1627/1/2008-10-13_9940129.pdf 

[106] Understanding Carbon Star Nucleosynthesis from Observations, 2003, C. Albia et al. 

http://www.publish.csiro.au/?act=view_file&file_id=AS03021.pdf 

[107] Revised MK Classification of the Red Carbon Stars, 1993, P. Keenan 

http://adsabs.harvard.edu/full/1993PASP..105..905K


[108] Photometric and Spectroscopic Investigation of a New Carbon Star in the Auriga Region, 

1978, M. Vetesnik, Brno University http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1979BAICz..30....1V 

[109] SiC2 in carbon stars: Merrill±Sanford absorption bands between 4100 and 5500A, P. J. Sarre 

et al. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/2000MNRAS.319..103S 

[110] Band-Head Wavelengths of C2, CH, CN, CO, NH, NO, O2, OH and Their Ions, L. Wallace 1962 

http://adsabs.harvard.edu/full/1962ApJS....7..165W 

Spektralklasse S: 

[140] Spectral types of S and SC stars on the revised MK system, 1979, Keenan, & Boeshaar 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1980ApJS...43..379K 

[141] Molecular Spectra of pure S-Stars, 1978, S. Wyckoff, R.E.S. Clegg 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1978MNRAS.184..127W 

Evolution AGB Sterne: 

[160] On the evolution and properties of AGB stars, 1993, Martin Arnold Theodoor Groenewegen, 

Universität Amsterdam http://dare.uva.nl/, 103726 in das Suchfeld eingeben. 

Tellurische Absorptionen: 

[180] High Resolution Spectral Atlas of Telluric Lines, G. Catanzaro, Universita die Messina. 

http://webusers.ct.astro.it/gca/papers/telluric.pdf 

[181] A Method of Correcting Near-Infrared Spectra for Telluric Absorption. W. D. Vacca et al. 

http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/346193 

Lichtverschmutzung und Airglow: 

[190] Measuring Light Pollution on La Palma, Chris R. Benn, Isaac Newton Group, Spain 

http://www.starlight2007.net/pdf/proceedings/C_Benn.pdf 

[191] The High-Resolution Light-polluted Night-Sky Spectrum at Mount Hamilton, California, T. G. 

Slanger P. C. Cosby et al. 2003: http://adsabs.harvard.edu/abs/2003PASP..115..869S 

[192] Where the shadows lie – The dark skies of Chile, Ferdinando Patat – ESO, 

http://www.eso.org/~fpatat/science/skybright/zenit/zenit_paper.htm 

Planetarische Nebel und Emissionslinienobjekte: 

[200] Emission Lines Identified in Planetary Nebulae, Y.P. Varshni, et al., 2006 Univ. Ottawa 

http://laserstars.org/ 

http://laserstars.org/data/nebula/identification.html 

[201] Gallery of Planetary Nebula Spectra, Williams College 

http://www.williams.edu/astronomy/research/PN/nebulae/ 

http://www.williams.edu/astronomy/research/PN/nebulae/legend.php 

[202] Planetarische Nebel, Frank Gieseking, 6-teilige Artikelserie, SUW 1983. 

[203] Balmer Line Ratios in Planetary Nebulae, Osterbrock et al., Univ. Wisconsin 1963 

http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nphiarticle_query?1963ApJ...138...62O&defaultprint=YES&filetype=.pdf 

[204] 3D Spektrofotometrie Extragalaktischer Emissionslinienobjekte, Dissertation J. Schmoll, AIP 

http://www.aip.de/groups/publications/schmoll.pdf 

[205] An Evaluation of the Excitation Parameter for the Central Stars of Planetary Nebulae, W. A. 

Reid et al, Univ. Sydney 2010 http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0911/0911.3689v2.pdf 

[206] Excitation Class of Nebulae – an Evolution Criterion? G. A. Gurzadyan, A.G. Egikyan, Byurakan 

Astrophysical Observatory 1990 http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1991Ap%26SS.181...73G 

[207] The Planetary Nebulae, J. Kaler, http://stars.astro.illinois.edu/sow/pn.html


[210] A HighResolution Catalogue of Cometary Emission Lines, M.E Brown et al. 1996 Caltech 

http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/comet/echelle.html 

[220] Optical Spectra of Supernova Remnants, Danziger, Dennefeld, Santiago de Chile 1975, 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1976PASP...88...44D 

[221] Optical and Radio Studies of SNR in the Local Group Galaxy M33, Danziger et al. 1980, ESO 

http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.21-sep80/messenger-no21-7-11.pdf 

[222] Emission-line spectra of condensations in the Crab Nebula, Davidson 1979 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..179D 

[223] ISM and Star Formation, The Orion Bar, Harvard Astronomy 201b/2011 

http://ay201b.wordpress.com/2011/05/01/the-orion-bar/ 

[224] Complex ionized structure in the theta-2 Orionis region, J. R. Walsh, Univ. Manchester, 1981 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1982MNRAS.201..561W 

Wolf Rayet Sterne 

[230] C lV λ5806 in Wolf Rayet Stars, Anne B. Underhill 

http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1988PASP..100.1269U/0001269.000.html 

[231] Atlas for Wolf-Rayet Stars, Harvard Center for Astrophysics 

https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/wrstars.html 

[232] The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars, Karel A. van der Hucht 

http://www.astro.uio.no/ita/grb/VIIWRCAT.pdf 

[233] Spectral Classification of Wolf-Rayet Stars, W.A. Hiltner, R.E. Schild, 1965 Chicago 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1966ApJ...143..770H 

[234] Paul A. Crowther: Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, 

http://www.stsci.de/wr140/pdf/crowther2006.pdf 

Be Sterne: 

[250] High and intermediate-resolution spectroscopy of Be stars, J. Chauville et al. A&A 2002 

http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/abs/2001/42/aa1599/aa1599.html 

[251] A. Miroshnichenko: Spectra of the Brightest Be stars and Objects Description, University 

ofNorth Carolina, www.astrospectroscopy.de/Heidelbergtagung/Miroshnichenko2.ppt 

[252] A. Miroshnichenko: Summary of Experiences from Observations of the Be-binary δ Sco, University 

of North Carolina, www.astrospectroscopy.de/Heidelbergtagung/Miroshnichenko1.ppt 

[253] A. Miroshnichenko et al.: Properties of the δ Scorpii Circumstellar Disk from Continuum Modeling, 

University of North Carolina, 

http://libres.uncg.edu/ir/uncg/f/A_Miroshnichenko_Properties_2006.pdf 

[254] Reinhard W. Hanuschik: High resolution emissionline spectroscopy of Be Stars, 

Astronomisches Institut Universität Bochum. 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1986A%26A...166..185H 

[255] S. Stefl et al. :V/R Variations of Binary Be Stars , ESO 2007 

http://www.arc.hokkai-s-u.ac.jp/~okazaki/Meetings/sapporo/361-0274.pdf 

[256] R. Soria: The Optical Counterpart of the X-ray Transient RX J0117.6-7330, Siding Spring Observatory 

Coonabarabran, Australia http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1999PASA...16..147S 

[257] E. Pollmann: Spektroskopische Beobachtungen der Hα- und der He I 6678-Emission am Doppelsternsystem 

δ Scorpii, http://www.bav-astro.de/rb/rb2009-3/151.pdf


Herbig Ae/Be Sterne: 

[270] Spectrophotometry of R Monocerotis, K.H. Böhm et al. 1976, University of Washington 

http://adsabs.harvard.edu/full/1976A%26A....50..361B 

[271] Spectroscopy of R Monocerotis and NGC 2261, Alan Stockton et al. Univ. of Hawai 1974, 

http://adsabs.harvard.edu/full/1975ApJ...199..406S 

[272] Toward Understanding the Environment of R Monocerotis from high Resolution Near-Infrared 

Polarimetric Observations, M.A. Jolin et al. Université de Montréal, 2010 

http://iopscience.iop.org/0004-637X/721/2/1748/fulltext/apj_721_2_1748.text.html 

[273] Iron Emission Lines in the Spectra of Herbig Ae/Be stars Viewed through Their Proto-Planetary 

Disks. C.A. Grady et al. 183 rd AAS Meeting, Washigton DC 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1993AAS...183.4109G 

[274] Spektroskopische Variationen des Herbig Ae/Be Sterns HD 163296. Diplomarbeit Stefan Noll, 

Universität Heidelberg 1999, 

http://www.lsw.uni-heidelberg.de/projects/hot-stars/Diplom_Noll.pdf 

[275] Carbon Monoxide Observations of R Monocerotis, NGC 2261 and Herbig Haro 39: The Interstellar 

Nozzle. J Canto et al. Univ. Mexico 1980. 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1981ApJ...244..102C 

T Tauri Sterne: 

[280] Spectra of T Tauri Stars, A. McKay 

http://astronomy.nmsu.edu/ 

[281] Understanding Stellar Birth Through the Photometric and Spectroscopic Variability of T Tauri 

Stars, MW Eastwood, N. Mahmud, C.M. Johns, Rice University Houston Texas 2011, 

http://www.as.utexas.edu/ugrad_symposium/?a=3 

Extragalaktische Objekte: 

[300] Caltech: Diverse Spektralatlanten für extragalaktische Objekte 

http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/catalogs.html 

[301] A Spectrophotometric Atlas of Galaxies, Robert C. Kennicutt, Steward Observatory 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1992ApJS...79..255K 

Monografien: 

[340] Time-series Analysis of Line Profile Variability in Optical Spectra of ε Orionis, Gregory B. 

Thompson http://etd.ohiolink.edu/send-pdf.cgi/Thompson%20Gregory%20Brandon.pdf?toledo1249511358 

[341] Spektralatlas P Cygni, O. Stahl, Landessternwarte Heidelberg 

http://seds.org/Maps/Stars_en/Spectra/pcyg.html 

[341a] The Spectrum of P Cygni 1964, L.S. Luud, Academy of Science Estonian SSR 1964 

http://adsabs.harvard.edu/full/1967SvA....11..211L 

[341b] Of the Spectrum and Nature of P Cygni, Maart de Groot, Astr. Inst. Nederlands, 1968 

http://adsabs.harvard.edu/full/1969BAN....20..225D 

[342] Christian Buil: Vega Spectrum Atlas, a full commented spectrum 

http://astrosurf.com/buil/us/vatlas/vatlas.htm 

[343] O.C. Wilson: The Wolf-Rayet Spectroscopic Binary HD 190918, Mount Wilson 1948 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1949ApJ...109...76W 

[344] A Study of the moderately wide Wolf Rayet Spectroscopic Binary HD190918, A. Underhill et 

al. http://adsabs.harvard.edu/full/1994ApJ...432..770U


[345] Lesley A. Morgan 1971: The Emission Line Spectrum of the Orion Nebula… 

http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1971MNRAS.153..393M&defaultprint=YES&filetype=.pdf 

[346] S. V. Marchenko et al.: The unusual 2001 Periastron Passage in the „Clockwork“ Colliding 

Wind Binary WR 140, http://www.stsci.de/wr140/pdf/marchenko2003.pdf 

[347] Multi Frequency Variations of Wolf Rayet System HD193793, P.M. Williams et al. 1989 

http://esoads.eso.org/abs/1990MNRAS.243..662W 

[348] Spectral Analysis of a Peculiar Star WZ Cassiopeiae, Masanori Hirai, University of Tokyo, 

http://adsabs.harvard.edu/full/1969PASJ...21...91H 

[349] The 6708 resonance line of Li I in the spectrum of the N-type variable star WZ Cassiopeiae, 

McKellar 1941, http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1941Obs....64....4M/0000004.000.html 

[350] Cyclic variability of the circumstellar disk of the Be star ζ Tau, S. Stefl et al., ESO, 

http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0907/0907.2250v1.pdf 

[351] Visual/infrared interferometry of Orion Trapezium stars: preliminary dynamical orbit and aperture 

synthesis imaging of the θ1 OrionisC system, S. Kraus, Y. Y. Balega et al. 2006, 

www.skraus.eu/papers/kraus.T1OriC.pdf 

[352] Spectrum variability of 68 Cygni, an O(f) star at the center of a ring nebula, V. I Alduseva, A. A. 

Aslanov et al. 1982, http://adsabs.harvard.edu/full/1982SvAL....8..386A 

Vorlesungen, Praktika: 

[400] Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum, Grobe Klassifikation von Sternspektren, 

Kiepenheuer Institut: http://www.kis.uni-freiburg.de/fileadmin/user_upload/kis/lehre/praktika/sternspektren.pdf 

[401] F. Royer: Rotation des étoiles de type A, Vorlesung Ecole d’Astronomie de CNRS 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1996udh..conf..159R 

[402] Vorlesung Astrophysik, Max Planck Institut München: 

www.mpa-garching.mpg.de/lectures/TASTRO 

[403] Vorlesung Astrophysik, Astrophysikalisches Institut Potsdam 

http://www.aip.de/People/MSteinmetz/classes/WiSe05/PPT/ 

[404] Astrophysics graduate course 25530-01 Lecture 6 and 7, Uni Basel 

http://phys-merger.physik.unibas.ch/~cherchneff/Site_2/Teaching_at_UniBasel.html 

Datenbanken 

[500] CDS Strassbourg: SIMBAD Astonomical Database mit den wichtigsten Daten zu Astroobjekten 

wie Fixsterne, Galaxien, Sternhaufen etc. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ 

[501] NASA Extragalactic Database (NED) mit den wichtigsten Daten, Spektren, Bilder etc. zu Galaxien 

und Quasaren http://nedwww.ipac.caltech.edu/ 

[502] The SAO/NASA Astrophysics Data System, Datenbank astrophysikalischer Paper 

http://adsabs.harvard.edu/index.html 

[503] NIST Atomic Spectra Database: 

http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html 

[504] Simulierte Emissionsspektren für sämtliche Elemente, 

http://bmauclaire.free.fr/astronomie/spectro/simulation/noblet/index2.htm 

[505] The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version) (Hoffleit+, 1991) 

Datenzugang über http://www.alcyone.de/search_in_bsc.html 

[506] James Kaler http://stars.astro.illinois.edu/sow/sowlist.html 

[507] AAVSO, American Association of Variable Star Observers http://www.aavso.org/


Spektrografische Software: 

[550] IRIS: Webpage von Christian Buil 

http://www.astrosurf.com/buil/ 

[551] Vspec: Webpage von Valerie Désnoux 

http://astrosurf.com/vdesnoux/ 

[552] RSpec: Webpage von Tom Field 

http://www.rspec-astro.com/ 

[553] MIDAS, ESO 

http://www.eso.org/sci/software/esomidas// 

Spektrografen und Kameras: 

[600] SQUES Echelle Spektrograf, Eagleowloptics Switzerland, 

http://www.eagleowloptics.com/ 

[603] DADOS Spaltspektrograf, Baader Planetarium: 

http://www.baader-planetarium.de/DADOS/download/DADOS_manual_deutsch.pdf 

[605] Shelyak Instruments: http://www.shelyak.com/ 

[606] Datenblatt Sony Chip ICX285AL: 

http://www.datasheetcatalog.org/datasheet/sony/a6803068.pdf 

[607] SBIG Spectrograph DSS-7. http://ftp.sbig.com/dss7/dss7.htm 

Allgemein 

[700] Isabelle A. Grenier: The Gould Belt, star formation and the interstellar medium 

http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0409/0409096v1.pdf 

[701] Gene Smith, University of California, San Diego, Astronomy Tutorial, Stellar Spectra 

http://cass.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html 

[702] H.A. Abt: New Data on A-Type Disk stars, The Astrophysical Journal 2007, 

http://iopscience.iop.org/0067-0049/174/2/499/pdf/0067-0049_174_2_499.pdf 

[703] H. M. Qiu et al.: The Abundance Patterns of Sirius and Vega, The Astrophysical Journal 2001 

http://iopscience.iop.org/0004-637X/548/2/953/pdf/0004-637X_548_2_953.pdf 

[704] U.K. Gehlich: Differential Fine Analysis Sirius versus Vega, Astronomy & Astrophysics, 1969 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1969A%26A.....3..169G 

[705] Martin Brunold, CH-Abtwil http://www.astrolabe.ch/index.aspx 

[706] Sternwarte Mirasteilas, Falera http://www.sternwarte-mirasteilas.ch/

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