Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 65
16 Spektralklasse G
16.1 Überblick
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
Verweildauer auf
Hauptreihe [J]
Temperatur
Photosphäre [K]
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-