Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 15
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.