Spektralklasse

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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