Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor
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<strong>Spektralatlas</strong> <strong>für</strong> <strong>Astroamateure</strong> 79<br />
18 Spektralklasse M<br />
18.1 Überblick<br />
Zu den orange rot leuchtenden Sternen der M-Klasse gehören bekannte Namen wie Beteigeuze,<br />
Antares, Mirach (β And), Scheat (β Peg), Ras Algheti (α Her), Menkar (α Cet), Tejat<br />
Posterior (μ Gem). Einige späte Typen dieser Klasse sind langperiodisch Veränderliche wie<br />
Mira (M7llle).<br />
18.2 Eckdaten der frühen bis späten M Klassen<br />
Die folgende Tabelle zeigt die Daten exklusiv <strong>für</strong> die Hauptreihensterne der M-Klasse im<br />
Vergleich zur Sonne () gem. [701].<br />
Masse<br />
M/M<br />
Verweildauer auf<br />
Hauptreihe [J]<br />
Temperatur<br />
Photosphäre [K]<br />
Radius<br />
R/R<br />
Leuchtkraft<br />
L/L<br />
0.5 – 0.08 >100 Mrd 3‘850 – 2‘600 0.63 – 0.17 0.08 – 0.001<br />
Auffällig ist der, im Vergleich zu den Vorklassen, prozentual wieder grösser gewordene<br />
Massenbereich, welcher innerhalb dieser Kategorie abgedeckt wird. Die „späte“ Hälfte dieser<br />
Klasse berührt bereits den Grenzbereich der Braunen Zwerge, welche in den folgenden<br />
Spezialklassen L, T und Y klassiert sind (werden hier vorläufig nicht behandelt). Wie die<br />
K-Zwerge haben auch die M-Sterne eine Verweildauer auf der Hauptreihe, welche hier noch<br />
wesentlich länger dauert als das bisher geschätzte Alter des Universums von ca. 13.7 Mrd.<br />
Jahren. Dies bedeutet, dass seit dem Big Bang im gesamten Kosmos auch noch kein einziger<br />
M-Hauptreihenstern im HRD auf den Riesenast abgewandert sein kann! Sämtliche <strong>für</strong><br />
uns mit blossem Auge sichtbaren M-Typen, sind ehemalige Hauptreihensterne der Klassen<br />
B bis G und stehen hier nur noch <strong>für</strong> kurze Zeit bis zum Ende ihres Riesenstadiums. Ihre Parameter<br />
liegen daher weit ausserhalb der obigen Tabellenwerte.<br />
Von blossem Auge sind keine echten M-Hauptreihensterne<br />
sichtbar, obwohl sie 76% der näheren Sonnennachbarn<br />
ausmachen! Der berühmteste und gleichzeitig hellste Vertreter<br />
ist am Südhimmel Proxima Centauri mit der Spektralklasse<br />
M5 Ve. Mit einer Distanz von 4.22 Lj ist er der sonnennächste<br />
Fixstern, erreicht aber eine scheinbare Helligkeit<br />
von lediglich 11 m ! Deshalb wurde er auch erst 1915 entdeckt.<br />
Die Grafik (Wikipedia) zeigt Proxima Centauri im Grössenvergleich zur Sonne. Sein<br />
Durchmesser wurde mit dem HST zu ca. 200‘000 km bestimmt. Seine Verweildauer auf der<br />
Hauptreihe wird auf ca. 4 Billionen Jahre geschätzt! Ob unser Universum dann – in welcher<br />
Form auch immer – noch existiert, müssen kosmologische Modelle beantworten.<br />
18.3 Spektrale Merkmale der M-Klasse<br />
Die Fraunhofer H+K Linien bleiben innerhalb der gesamten M-Klasse markant. Neben der<br />
Hα Linie sind neutrales Kalzium Ca l bei λ 4227 sowie die Natrium Doppellinie bei<br />
λ 5890/95, die dominierenden diskreten Absorptionen, welche bei dieser Auflösung noch<br />
erkennbar sind. Das ehemals markante G -Band „zerfällt“ in mindestens drei Linien (BSA).<br />
Das Zepter übernommen haben hier die imposanten Absorptionsbänder des Titanoxid TiO,<br />
welche gegen die späten Subklassen deutlich an Intensität zulegen und Tausende von neutralen,<br />
atomaren Absorptionslinien überprägen, welche sonst hier zu sehen wären [1]. Obwohl<br />
sie bereits in den späten K-Klassen auftauchen, bilden sie das untrügliche „Markenzeichen“<br />
der M-Kategorie. Titanoxid begegnen wir z.B. als Zusatz in Zahnpasten und Farben.<br />
Es stammt, wie auch die übrigen Metalle, aus Vorläufersternen der Sonne, d.h. längst<br />
explodierter Roter Riesen. Deutlich weniger häufig und auch mit kleinerer Intensität sicht-