¨Ubungen zur Einführung in die Astronomie und Astrophysik

5 Spektralklassifikation
Typ O: Bläuliche Sterne, Atmosphärentemperatur 20 000 − 30 000 K. Das Spektrum
enthält aufgrund der hohen Temperatur Linien von mehrfach ionisierten
Atomen wie He II, C III, N III, O III, Si V. He I ist erkennbar, die
H I-Linien sind schwach. Mit abnehmender Temperatur nimmt die Intensität
von He II ab, während die von He I zunimmt.
Hilfreich zur genauen Klassifikation sind das Verhältnis von He II(λ4541)
zu He I(λ4471) sowie die Stärken der Linien H γ (λ4340), Si IV (λ4089), C
III (λ4068,λ4647,λ4651)
Typ B: Bläulich-weiße Sterne, Atmosphärentemperatur etwa 15 000 K. Die He II-
Linien sind verschwunden. Die He I-Linien sind am stärksten bei B2, werden
dann schwächer und verschwinden bei B9. Die H I-Linien werden stärker,
O II-, Si II- und Mg II-Linien sind sichtbar. Zur genauen Klassifikation helfen:
B0-B2: Verhältnis Si III (λ4552)/Si IV (λ4089)
B3-B4: Si II (λ4128-30)/He I (λ4121)
B5-B8: Si II (λ4128-30)/He I (λ4144)
B8-B9: Mg II (λ4481)/He I (λ4471)
Typ A: Weiße Sterne, Atmosphärentemperatur etwa 9000 K. Die H I-Linien sind
bei A0 sehr stark und bestimmen das gesamte Spektrum. Die K-Linie des
Ca II erscheint ab A2, He I ist nicht länger sichtbar. Zur Feinunterscheidung:
A0-A7: Mg II (λ4481)/Fe I (λ4385)
A5-A7: Mg II (λ4481)/Fe I (λ4416)
A3-F0: Ca I (λ4227)/Mg II(λ4481) und Fe I (λ4045)/He I(λ4471)
Typ F: Gelblich-weiße Sterne, Atmosphärentemperatur etwa 7000 K. Die Stärke
der H I-Linien nimmt ab, die der H- und K- Linien des Ca II nehmen zu.
Metallinien wie Fe I, Fe II, Cr II und Ti II werden klar erkennbar. Feinunterscheidung
durch:
Fe II (λ4045)/H δ (λ4101), Mn I (λ4030-34)/Si II (λ4128-32), Ca I λ(4226)/H γ (λ4340),
Ca I (λ4226)/Mg II (λ4481)
Typ G: Gelbliche Sterne wie die Sonne, Atmosphärentemperatur etwa 5500 K.
Die H I-Linien werden immer schwächer, die H- und K-Linien sind sehr
stark, am stärksten bei G0. Zahlreiche Metallinien. Die G-Bande ist deutlich
sichtbar. In Riesensternen sieht man CN-Linien. Feinunterscheidung
durch:
G0-G4: Fe I (λ4045)/H δ (λ4101), Fe I (λ4143)/H δ (λ4101), Fe I (λ4381)/H γ (λ4340),
Fe I (λ4921)/H β (λ4861)
ab G5: Ca I (λ4226)/H δ (λ4101), Cr I (λ4254)/Fe I (λ4250)
Typ K: Orange-gelbliche Sterne, Atmosphärentemperatur etwa 4000 K. das Spek-
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