Spektralklassen

Bereits zu Beginn des vergangenen Jahrhunderts hatte man ein System entwickelt, welches die unterschiedlichen Spektren der Sterne nach der Stärke ihrer Wasserstofflinien und gleichzeitig der Farbe klassifiziert. Man begann die Bezeichnungen einfach mit dem Buchstaben A, der für weiße Sterne stand und endete zunächst fälschlicherweise mit der Klasse O, die ja nach N folgte. Jedoch steht N für kühle rote Sterne und O- Spektren werden heißen, blauweißen Sternen zugeordnet.

Nachdem man im Laufe der Zeit einige überflüssige oder fehlerhafte Klassen gestrichen hatte, blieben nach richtiger Einteilung von heißen bis hin zu relativ kühlen Sternen die Spektralklassen O, B, A, F, G, K, M, R, S und N übrig. Man kann sich die Reihenfolge leicht mit einem netten Merksatz einprägen:

Annie Jump CannonAmerikanische Astronomin, prägte obigen Merksatz, klassifizierte mehr als 400.000 Sterne. (1863- 1941), die sich sehr um die Spektralanalyse verdient gemacht hat, unterteilte die Klassen dann aber nochmals von z.B. B0 bis B9, wobei B0 das heißere, und B9 das kühlere Ende der Skala bedeutet. Unsere Sonne hat demnach beispielsweise das Spektrum G2. Die einzelnen Klassen verdeutlicht folgende Übersicht:

Die Spektralklasse T wurde später noch für kühle Körper unterhalb von 1450 [K] eingeführt.

Nun kann man sich die Frage stellen, warum beispielsweise ein Stern der Spektralklasse S keine Wasserstofflinien im Spektrum zeigt, wo doch der Stern überwiegend aus Wasserstoff besteht. Die Erklärung hierfür liegt im Energiezustand, in dem sich das System Stern befindet. Absorptionslinien entstehen dann, wenn ein oder mehrere Elektronen eines Atoms ein Energiequant, also ein Photon, absorbieren. Diese aufgenommene Energie veranlasst das Elektron, sich auf ein höheres Energieniveau zu begeben, bzw. eine höhere, weiter vom Atomkern entfernte Bahn (besser sagt man Aufenthaltswahrscheinlichkeit bzw. Orbitale) einzunehmen. Wobei die aufgenommene Energie dem Betrag hv, Plancksche Konstante mal Frequenz, entspricht.

Da die Frequenz sich aus der Lichtgeschwindigkeit dividiert durch die Wellenlänge ergibt, entspricht die Energiedifferenz von der niedrigen zur höheren Bahn der Wellenlänge des absorbierten Photons. Das Elektron kann sich aber nicht lange auf der höheren Orbitale aufhalten (in der Natur wird immer der niedrigst mögliche Energiezustand, der Grundzustand angestrebt), sondern es fällt rasch wieder auf sein ursprüngliches Energieniveau, wobei es ein Photon exakt der gleichen Wellenlänge wieder emittiert. Dadurch erhält man ein Spektrum mit hellen Emissionslinien.

Nun nimmt beispielsweise ein Wasserstoffelekton in einem Stern meist dann Energie auf, wenn sein Atom mit einem anderen kollidiert. Dies geschieht bei "kalten" Gasen, wie im Fall der Spektralklasse S nur sehr selten, und deshalb findet man in diesem Spektrum auch keine Wasserstofflinien. Erreichen die Atome bei einer Temperatur von rund 4000 [K] aber genügend hohe Geschwindigkeiten, so treten dann auch Wasserstofflinien auf, die mit weiterem Temperaturanstieg immer stärker werden. Doch bei sehr hohen Temperaturen, etwa ab
10 000 [K], werden die Linien wieder schwächer. Denn die Atome werden jetzt mehr und mehr ionisiert, d.h. sie verlieren ihre Elektronen. Dafür erhält man nun Linien der ionisierten Atome. Das wurde in obiger Tabelle z.B. beim Kalzium so angedeutet: Ca⁺ bedeutet einfach ionisiertes Kalzium, es fehlt ihm also ein Elektron und ist deshalb 1-fach positiv geladen. Zweifach ionisiertem Kalzium Ca⁺⁺ fehlen dementsprechend 2 Elektronen usw.