Sonnenuntergang in Kassel (Lara Bendig)

Montag, 16. November 2020

Spektren 7): Spektralklassen Teil 1

 Die Postserie über Spektren soll mkit der Beschreibung der Spektralklassen von Sternen enden.

Bisherige Posts dieser Serie:

15.10.: Brechung und Prismenspektren

16.10.: Drei Arten von Spektren

18.10.: Physik der Spektrallinien

19.10.: Ergänzung: Sonnenaufbau 

27.10.: Gitterspektren

28.10.: Sonnenspektrum

3.11.: Linienprofile

16.11.: Spektralklassen Teil 1

Sternspektren sehen unterschiedlich aus, d.h. es gibt unterschiedliche Linien in unterschiedlicher Stärke bei verschiedenen Sternen.

Deshalb klassifizierte man die Spektren nach Ähnlichkeit und führte die Klassen A, B, C, D,....ein.

Dann wurden Sondertypen als solche erkannt und ausgeschlossen.

Schließlich entdeckte man, dass das unterschiedliche Aussehen der Spektren durch die Photosphärentemperaturen der Sterne bestimmt ist.

Das möchte ich jetzt erklären:

Ursprünglich sah man, dass die Spektrallinien von Wasserstoff nur in der Klasse A sehr deutlich sind. Bedeutet dass, das nur diese Sterne Wasserstoff enthalten?

Wir wissen heute, dass alle Sterne (bis auf die Weißen Zwerge) etwa ähnlich viel Wasserstoff enthalten (etwa 72%).

Wenn die Spektrallinien von Wasserstoff schwach sind, liegt es nicht daran, dass zu wenig Wasserstoff da ist, sondern dass die Bedingungen für das Entstehen der Wasserstofflinien schlechter sind.

Als man erkannte, dass die Temperatur das Aussehen der Spektren bestimmt, ordnete man die Spektralklassen nach absteigender Photosphärentemperatur um:

O   B   A    F    G    K    M   (Sonderklassen  R      N    S)  

Merkspruch: 

Oh bei allen Fixsternen gibts kennzeichnende Merkmale!

Oh be a fine girl, kiss me  (Right Now! Smash!)

R- und N-Sterne haben starke Kohlenstoffverbindungen wie CN, CO, C2, S-Sterne haben Molekülbanden von ZrO, YO, LaO u.a.

Die folgende Darstellung beschreibt einige physikalische Merkmale:


O               B            A         F      G               K                 M

30 000 K              10 000 K            5000 K                        3000 K

bläulich                 weiß                gelb                            rot

 ionisierte Atome              neutrale Atome                        Moleküle

Die Wasserstoffabsorptionslinien entstehen wohl besodners gut bei Temperaturen um 10 000 K. Ist eine Photosphäre zu heiß oder zu kühl, kann Wasserstoff nicht gut absorbieren und seine Linien in den Spektren werden schwächer.

Warum das so ist, klären wir im nächsten Post dieser Reihe.

Das Bild zeigt typische Sternspektren. Die stärksten Linien des Wasserstoffs sind mit H markiert.



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