Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
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<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 45<br />
13 Spektralklassen<br />
13.1 Vorbemerkungen<br />
Ein Grundwissen über die Spektralklassen ist unabdingbare Voraussetzung für eine sinnvolle<br />
Beschäftigung mit der Spektroskopie. Verbunden mit entsprechenden Kenntnissen und<br />
Hilfsmitteln, beinhaltet diese Klassierung ein beachtliches qualitatives und quantitatives<br />
Informationspotential über die klassierten Objekte. Der durchschnittlich ausgerüstete Amateur<br />
wird kaum je in die Verlegenheit kommen, eine unbekannte Klassierung eines Sterns<br />
wirklich selbst bestimmen zu müssen, es sei denn aus durchaus empfehlenswerten, didaktischen<br />
Gründen. Die Spektralklassen können heute aus Internetquellen [100], Planetariumsprogrammen<br />
etc. gewonnen werden. Für das tiefere Verständnis des heute gebräuchlichen<br />
Klassifikationssystems ist eine grobe Kenntnis der historischen Entwicklung sehr<br />
nützlich, da von jedem Entwicklungsschritt bis heute etwas aktuell geblieben ist!<br />
13.2 Die Fraunhoferlinien<br />
Zu Beginn des 19. Jahrhunderts untersuchte der Physiker<br />
und Optiker Joseph von Fraunhofer (1787-1826), aufbauend<br />
auf der Entdeckung von Wollaston, mit seinem<br />
selbstgebauten Objektiv- Prismenspektroskop das Licht<br />
der Sonne. Er entdeckte in diesem überaus komplexen<br />
Spektrum über 500 Absorptionslinien. Die prominenteren<br />
davon hat er, in damaliger Unkenntnis der physikalischen<br />
Zusammenhänge, mit den Buchstaben A – K gekennzeichnet.<br />
Bild unten: Originalzeichnung von Fraunhofer aus<br />
Internetquelle. Diese Linienbezeichnungen findet man<br />
noch häufig auch in aktuellen Abhandlungen!<br />
Fraunhofer hat mit dieser Apparatur auch die helleren Fixsterne<br />
untersucht und bereits festgestellt, dass z.B. das<br />
Siriusspektrum von breiten starken Linien dominiert wird<br />
und Pollux ein ähnliches Linienmuster zeigt wie das Sonnenspektrum!<br />
Weiter ist ihm auch das Beteigeuze Spektrum<br />
aufgefallen, welches kaum noch diskrete Linien sondern<br />
vor allem breite Absorptionsbänder zeigt.<br />
Die Tabelle rechts und die Grafik unten zeigen, wie diese<br />
Systematik später noch erweitert wurde (Quelle: NASA).<br />
Linienbez. Element Wellenlänge Å<br />
A – Band O2 7594 - 7621<br />
B – Band O2 6867 - 6884<br />
C H (α) 6563<br />
a – Band O2 6276 - 6287<br />
D 1, 2 Na 5896 & 5890<br />
E Fe 5270<br />
b 1, 2 Mg 5184 & 5173<br />
F H (β) 4861<br />
D Fe 4668<br />
E Fe 4384<br />
F H (γ) 4340<br />
G – Band CH 4300 - 4310<br />
G Ca 4227<br />
H H (δ) 4102<br />
H Ca II 3968<br />
K Ca II 3934
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