Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor
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<strong>Spektralatlas</strong> <strong>für</strong> <strong>Astroamateure</strong> 92<br />
22 Kohlenstoffsterne auf dem AGB<br />
22.1 Überblick und spektrale Merkmale<br />
Das Endstadium der stellaren Entwicklung auf dem AGB bilden die Kohlenstoffsterne, meistens<br />
ebenfalls langperiodische Mira Variable („Carbon Miras“). Da hier ⁄ > 1 wird, entsteht<br />
ein Kohlenstoffüberschuss, welcher eine zirkumstellare „Russschicht“ bildet. Diese<br />
lässt den Stern orange-rötlich leuchten und verändert das Spektrum radikal. Ab der Zwischenklasse<br />
SC, und den folgenden Kohlenstoffsternen, sind mit mässig auflösenden<br />
Spektrografen nur noch Absorptionen von diatomischen Kohlenstoffmolekülen erkennbar.<br />
Neben CH und CN vor allem die sog. Swan Bänder infolge von C2, welche durch den Schotten<br />
William Swan 1856 entdeckt worden sind (siehe auch Tafel 110). Zunehmend treten<br />
hier auch atomare Linien von S–Prozess Produkten, aber auch eindrückliche Absorptionen<br />
von Natrium in Erscheinung. Angelo Secchi hatte als erster entdeckt, dass der Intensitätsgradient<br />
der C2 Swan Bänder umgekehrt verläuft [ ], im Gegensatz zu anderen molekularen<br />
Absorptionen wie Titan- und Zirkoniumoxid. Für dieses Merkmal schuf er die separate<br />
Spektralklasse lV“ (Anhang 33.3).<br />
22.2 Konkurrierende Klassierungssysteme<br />
Das Phänomen der Kohlenstoffsterne ist noch weit entfernt davon, astrophysikalisch wirklich<br />
verstanden zu sein (siehe z.B. [106]). Im Gegensatz zur S-Klasse, wo trotz strittiger Details,<br />
ein allgemein akzeptiertes und einheitlich angewendetes Klassierungssystem existiert,<br />
ist die Situation bei den Kohlenstoffsternen noch verwirrend und unbefriedigend. Das<br />
in Lehrbüchern propagierte, „Revidierte MK- Klassierungssystem 1993“ findet man erstaunlich<br />
selten angewendet. Dessen Vorläufer aus den 60er Jahren, das sog.<br />
„MK C-System“, hingegen sehr häufig! Erstaunlich oft sieht man auch Klassierungen nach<br />
dem noch wesentlich älteren „Harvard System“ mit den R- und N Klassen.<br />
22.3 Das Morgan Keenan C –System<br />
Dieses alte, einfache Klassierungssystem erfreut sich bis heute, sowohl in den meisten professionellen<br />
Publikationen, wie auch stellaren Datenbanken immer noch grosser Beliebtheit.<br />
Es verwendet die folgende Notationsform:<br />
CX,n<br />
X: definiert auf einer Skala von 0 – 7 die Stellung des Sterns in der Temperaturse-<br />
quenz. Diese Skala ist temperaturäquivalent zu den Spektralklassen von G4 bis M4<br />
(siehe Tabelle). Das System scheint inzwischen, parallel zum unten vorgestellten<br />
„Revised MK System“, bis C9 ausgedehnt worden zu sein (z.B. WZ Cas).<br />
n: Der Index klassiert auf einer Skala von 1 – 5 die Intensität der C2 Swan Bänder. In<br />
Einzelfällen werden noch Ergänzungen angebracht, z.B. [e] <strong>für</strong> Emissionslinien oder<br />
auffällig intensive Linien von S-Prozess Elementen.<br />
C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7<br />
G4-G6 G7-G8 G9-K0 K1-K2 K3-K4 K5-M0 M1-M2 M3-M4<br />
4500 4300 4100 3900 3650 3450<br />
Hier wird somit die gesamte, komplexe Klasse der Kohlenstoffsterne in eine, siebenstufige<br />
Temperatursequenz gezwängt, ergänzt mit einem einzigen Intensitäts- Index!<br />
Beispiel: C 2,5 bedeutet eine Sterntemperatur, äquivalent zu den Spektralklassen G9 – K0,<br />
kombiniert mit sehr intensiven C2 Swan Bändern.