Spektralklasse

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

Dabei beruht das System auf der Entdeckung 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 Lage her identisch sind mit Emissionslinien, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden.

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

Es bestehen folgende 7 Grundklassen, sowie 3 Unterklassen:

Es hat sich eingebürgert, die Spektralklassen O bis A als frühe Spektralklassen, die Spektralklassen F bis G als mittlere Spektralklassen und die übrigen Spektralklassen als späte Spektralklassen zu bezeichnen. Die Bezeichnungen früh, mittel und spät entstammen der inzwischen überholten Annahme, die Spektralklasse sage etwas über den Entwicklungsstand eines Sterns aus. Trotz dieser irrtümlichen Einteilung sind diese Bezeichnungen noch heute in Gebrauch und ein Stern gilt als früher oder später, wenn seine Spektralklasse im Vergleich zu der eines anderen näher an der Klasse O oder an der Klasse M liegt.

Um die Sterne genauer klassifizieren zu können, werden die Spektren weiterhin in den einzelnen Klassen von 0 bis 9 abgestuft. Es gibt heute mehrere Systeme der Spektralklassifikation die sich dieser Schreibweise des Spektraltyps bedienen und ihre Klassen diesem System angleichen. Im ursprünglichen Harvard-System und dessen Erweiterung, dem MK-System, dass zusätzlich die Leuchtkraftklassen definiert, werden nicht alle diese Subtypen auch benutzt. Auf B3-Sterne folgen beispielsweise unmittelbar B5-Sterne, die Klasse B4 wird übersprungen.

Die Spektralklassen mit ihren 7 Grundtypen (O,B,A,F,G,K,M) machen rund 99% aller Sterne aus, weshalb die anderen Klassen oft vernachlässigt werden. Als Merksatz für diese Spektralklassen dient der Satz:

oder auch

Folgende Klassen lassen sich in die Sequenz nicht einordnen:

Außerdem können Besonderheiten im Spektrum durch Zusätze kenntlich gemacht werden:

Teilweise werden diese Zusätze durch Angabe der Leuchtkraftklasse, die 1943 von William Morgan und Philip Keenan eingeführt wurden, überflüssig. Pickering begann im Jahre 1890 die Klassifikation mit Wilhelmina Fleming, Antonia Ceatana Maury und Annie Jump Cannon zu erarbeiten. Dabei ging Pickering alphabetisch vor und ordnete die Klassen mit Großbuchstaben von A bis Z nach der Balmer-Serie (Übergänge der Elektronenbahnen im Wasserstoffspektrum).

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

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

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

Literatur

• The classification of stars, Jaschek C., Jaschek M., 1987, Cambridge: University Press