Versuche zur Bestimmung der Spektralklasse von Sternen - FG ...

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SCHWERPUNKTTHEMA
Stern / Linie Hγ Hδ Hε Ca II Ca II / Hδ Ca II / Hε
A2V 13,2 14,7 12,2 1,6 0,11 0,13
A2Ia 2,4 2,3 3,1 1,3 0,57 0,42
A7V 9,0 7,9 9,9 4,2 0,53 0,42
Tab. 2:
Ermittelte Äquivalentbreiten zum Vergleich der Leuchtkraftklassen (Angaben in Å)
Die Abgrenzung zu den F-Sternen würde
danach rein willkürlich bei einer Äquivalentbreite
von 5 Å erfolgen. Sterne der
Unterklasse A0V und A1V lassen sich
nach dieser Methode nicht mit der notwendigen
Sicherheit zuordnen. Ähnliches gilt
für die relativen Stärken zwischen zwei
Linien, wie in der Abbildung 3 anhand der
Verhältnisse Ca II / Hδ und Ca II / Hε
gezeigt ist.
Als ein weiteres Kriterium könnte die
„unruhige Grundlinie“ dienen. Diese
Zacken sind die Absorptionslinien anderer
Metalle, die aber wegen der geringen
Auflösung des Spektrographen nicht sauber
getrennt werden. Die Stärke der
Metall-Linien nimmt mit abnehmender
Temperatur physikalisch bedingt zu.
Allerdings ist die Auflösung der Spektren
meist zu gering, um einzelne Linien direkt
einem Element zuordnen zu können.
Ausnahmen bilden z. B. Mg II bzw. Ca II.
Das Spektrum von Sirius zeigt hier eine
Besonderheit. Der Grundlinie nach ist er
eher als ein A7V-Stern einzuordnen. Dafür
ist aber die Ca II-Absorption zu schwach.
Solche Sterne werden auch als Am-Sterne
bezeichnet. Der Begleitstern von Sirius
(Sirius B) war früher ein roter Riesenstern,
dessen metallreiches Material auf Sirius
herabgerieselt ist. Dadurch kommt es zu
der beobachteten Anreicherung von schwereren
Elementen auf dessen Oberfläche.
Folglich gibt es im Spektrum eine „unruhige“
Grundlinie. Diese täuscht eine niedrigere
Temperatur vor.
Aus theoretischen Überlegungen und
Berechnungen (Stichwort: Boltzmann-
Saha) kann abgeleitet werden, dass die
deutlichste Ausprägung einer Absorptionslinie
eines Elementes (genauer: eines
definierten Elektronenüberganges) mit
steigender Temperatur ein Maximum
durchläuft. Einfacher ausgedrückt müssen
zunächst genügend Elektronen eines
Elementes auf ein bestimmtes Niveau
gebracht werden (durch die Temperatur des
Gases), von dem dann ein Sprung auf ein
höheres Niveau während des Absorptionsvorganges
erfolgen kann. Die dadurch
zu beobachtende Absorptionslinie wird
umso besser sichtbar sein, je mehr Elektronen
auf dem Ausgangsniveau vorhanden
sind, um von dort aus angeregt zu werden.
Wenn die Temperatur nun größer wird,
werden die Elektronen zunehmend auf
höhere Niveaus befördert, so dass die
Stärke der Absorptionslinie wieder
abnimmt, da die Besetzungsdichte des
Ausgangsniveaus abnimmt. Für den
Wasserstoff ergibt die Rechnung in der
Abbildung 4 den Verlauf der temperaturabhängigen
Absorptionsstärke.
Die Absorptionslinien des Wasserstoffes
sollte bei Sternen mit einer Temperatur von
etwa 10.000 K am besten zu beobachten
sein. Diese Temperatur entspricht etwa der
eines A0-Sterns. Die Abbildung 5 zeigt die
gemessenen Äquivalentbreiten der Hγ-
Linie in Abhängigkeit von der Spektralklasse
und damit der Temperatur. Wie
schon vermutet, ergibt sich das Maximum
der Wasserstoff-Absorption bei dem A0-
Stern Wega. Zusätzlich ist der kräftige
Anstieg auf der kälteren Seite und der eher
flache Abfall auf der heißeren Seite zu
beobachten.
Die Abbildung zeigt aber auch, dass die
Klassifizierung von Sternen in eine
Temperatur-Skala nicht alleine von der
Stärke einer Linie abhängig (wie hier die
Hγ-Linie) gemacht werden kann. So zeigt
z. B. Procyon (T = 6.400 K) etwa die gleiche
Äquivalentbreite wie der Stern γ Peg
(T = 20.000 K). Wie schon festgestellt,
genügt es aber, eine weitere Absorptionslinie
(z. B. Ca II) für eine eindeutige
Klassifizierung hinzuzunehmen.
Vergleich von Riese und Zwerg
Die Abbildung 6 zeigt die Spektren von
Deneb (A2Ia) und Mizar (A2V). Zunächst
kann man ganz unbefangen an die Klärung
Abb. 3:
Relative Stärke der Ca II-Linie in Bezug zu den Balmer-Linien Hδ und Hε
Abb. 4:
Rechnung für die Stärke der Balmerlinien in Abhängigkeit von der Temperatur
VdS-Journal Nr. 13