Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 47
Typ III waren orangerötliche Sterne mit komplexen Bandenspektren und wenigen diskreten
Linien. Die Absorptionsbanden werden in blauer Richtung jeweils dunkler (intensiver). Solche
Merkmale, zeigen z.B. Beteigeuze, Antares und Mira. Erst 1904 wurde klar, dass es
sich hier vorwiegend um Absorptionsbanden des Moleküls TiO, Titanoxid handelt (heutige
Klasse M).
Typ IV beinhaltete seltene, rötliche Sterne mit Bandenspektren, welche in roter Richtung
dunkler (intensiver) werden. Angelo Secchi erkannte bereits, dass es sich hierbei um Kohlenstoff
handeln muss (siehe Kap. 5.4)!
Typ V schliesslich waren Sterne mit „hellen Linien“, Emissionslinien wie wir heute wissen.
13.4 Das Harvard System
Bald wurde klar, dass das Klassierungssystem von Secchi zu rudimentär
war. Basierend auf einer Grosszahl von Spektralaufnahmen und
Vorarbeiten von Henry Draper begann Edward Pickering (1846–1919)
Secchis System durch Grossbuchstaben von A – Q zu verfeinern. Der
Buchstabe A entsprach dabei Secchis Typ I für Sterne mit dominanten
Wasserstofflinien. Diese Klassierung sollte dann schliesslich als einzige
bis in die Gegenwart überleben! Als Direktor des Harvard Observatoriums
beschäftigte er viele Frauen, für die damalige Zeit eine wahrlich
avantgardistische Haltung eines akademischen Betriebs.
Gleich drei seiner Mitarbeiterinnen nahmen sich des Klassierungsproblems
an, bis nach etlichen Irr- und Umwegen sich ca. Ende des
1. Weltkrieges das System von Annie J. Cannon (1863 – 1941) durchsetzte.
Dessen Grundstruktur hat sich bis heute erhalten und basiert
im Kern auf der Buchstabenfolge O, B, A, F, G, K, M. Dazu der bekannte
und sicherlich später entstandene Merksatz: Oh Be A Fine Girl Kiss
Me. Mit diesem System können auch heute noch über 99% der Sterne
klassiert werden.
Diese Buchstabensequenz folgt der abnehmenden Atmosphärentemperatur
der klassierten Sterne, beginnend von den sehr heissen
O- Typen mit mehreren 10‘000 K bis zu den kühlen M- Typen mit ca. 2‘400 K – 3‘500 K.
Dies zeugt von der absolut bahnbrechenden Erkenntnis, dass die Spektren vorwiegend von
der Atmosphärentemperatur der Sterne und erst in zweiter Linie von weiteren Parametern
wie chemische Zusammensetzung, Dichte, Rotationsgeschwindigkeit etc. abhängen. Das
kann aus heutiger Sicht auch nicht wirklich verwundern, da die Anteile Wasserstoff mit
75% und Helium mit 24% auch etwa 13.7 Mrd. Jahre nach dem Big Bang immer noch ca.
99% der Elemente im Universum umfassen. Diese Systematik bildet auch die horizontale
Achse des fast gleichzeitig entwickelten Hertzsprung Russel Diagramms (siehe Kap. 14).
Sie wurde dann noch ergänzt durch die Klassen:
– R für Cyan (CN) und Kohlenmonoxid (CO)
– N für Kohlenstoff
– S für sehr seltene Sterne, deren Bandenspektren anstelle von TiO mit Zirkoniumoxid
(ZrO), Yttriumoxid (YO) oder Lanthanoxid (LaO) gebildet werden.
Zudem wurde die gesamte Klassenunterteilung noch mit einer zusätzlichen Dezimalzahl
von 0–10 verfeinert. Beispiele: Sonne G2, Pollux K0, Wega A0, Sirius A1, Prokyon F5.