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Spektralklasse


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Als Spektralklasse bezeichnet man das System der Harvard -Klassifikation nach der alle Sterne nach ihrer Oberflächentemperatur und chemischen Zusammensetzung eingruppiert werden. Es von Edward Charles Pickering dem Direktor des College Observatory und seinen Mitarbeitern zwischen 1890 und 1901 erarbeitet.

Dabei beruht das System auf der von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813 dass im Sonnenspektrum dunkle Absorptionslinien sichtbar sind. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859 dann dass diese Linien von der her identisch sind mit Emissionslinien die von chemischen Elementen abgegeben werden.

Der Schluss lag nahe dass diese in der Sonne vorhanden sein mussten. Die Spektralanalyse war begründet. Neben der Analyse von auf der Erde ließen sich so auch Sternspektren analysieren.

Es bestehen folgende 7 Grundklassen sowie Unterklassen:
Klasse Charakteristik Farbe Temperatur in K Beispielsterne
O Ionisiertes Helium (He II) blau 28000 - 50000 Delta Orion
B

Neutrales Helium (He I)
Balmer-Serie Wasserstoff
blau-weiß 9900 - 28000 Rigel Spica
A Wasserstoff Calcium (Ca II) weiß 7400 - 9900 Wega Sirius
F

Calcium (Ca II) Auftreten von Metallen weiß-gelb 6000 - 7400 Prokyon Canopus
G

Calcium (Ca II) Eisen und andere Metalle gelb 4900 - 6000 Capella Sonne
K

Starke Metalllinien später Titanoxid orange 3500 - 4900 Arcturus Aldebaran
M Titanoxid rotorange 2000 - 3500 Beteigeuze Antares
Unterklassen
R

Cyan (CN) Kohlenmonoxid (CO)
Kohlenstoff
rotorange 3500 - 5400  
S Zinkoxid rotorange 2000 - 3500  
N Kohlenstoff rot 1900 - 3500  

Um die Sterne genauer klassifizieren zu werden die Spektren weiterhin in den einzelnen von 0 bis 9 abgestuft. Die Spektralklassen ihren 7 Grundtypen (O B A F K M) machen rund 99 % aller aus weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt

Als Merksatz für diese Spektralklassen dient Satz:

 "O Be A Fine Girl Kiss Right Now": O B A F G M R N.  

Folgende Klassen lassen sich in die nicht einordnen:
Q Novae
P

Planetarische Nebel
W Wolf-Rayet-Sterne
WN Stickstofflinien
WC Kohlenstofflinien

Außerdem können Besonderheiten im Spektrum durch kenntlich gemacht werden:
c besonders scharfe Linien
g normaler Riese
d Zwergstern (Hauptreihe)
sd Unterzwerg
w Weißer Zwerg
n nn diffuse Linien
s scharfe Linien
e em Emissionslinien
p pec Besonderheiten bei Linienintensität
m starke Metalllinien
comp zusammengesetztes Spektrum
v var variables Spektrum

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe Leuchtkraftklasse die 1943 von William Morgan und Philip Keenan wurden überflüssig.

Pickering begann im Jahre 1890 die mit Wilhelmina Fleming Antonia Ceatana Maury und Jump Cannon zu erarbeiten. Dabei ging Pickering vor und ordnete die Klassen mit Großbuchstaben A bis Z nach der Balmer-Serie (Übergänge Elektronenbahnen im Wasserstoffspektrum).

Annie Jump Cannon stellte sehr bald dass die Reihenfolge nicht sinnvoll war. Nach Abstufung kamen die blau-weiß leuchtenden heißen O-Sterne den roten relativ kühlen M- und N-Sternen.

Ferner stellte sich heraus dass einige Klassen nur auf Belichtungsfehler beruhten oder keinen hatten und daher wegfallen konnten. Die Abstufung nicht mehr vom Spektrum sondern von der der Sterne abhängig gemacht.

Erste Versuche Ordnung in die Helligkeit Temperatur von Sternen zu bringen hatten im 1865 der italienische Pater Angelo Secchi mit einer dreistufigen Skala unternommen und 1874 Hermann Carl Vogel mit einem System das auch die bis dahin bekannten Sternentwicklungstheorien waren was zu ständigen Änderungen führte.




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