Spektralklasse

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Die Spektralklasse in der Astronomie ist eine Klassifikation der Sterne nach dem Aussehen ihres Spektrums.

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:

Klasse	Charakteristik	Farbe	Temperatur in K	Beispielsterne
O	Ionisiertes Helium (He II)	blau	28000 - 50000	Mintaka
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, Kapteyns Stern
Unterklassen
R	Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff	rotorange	3500 - 5400
S	Zinkoxid	rotorange	2000 - 3500
N	Kohlenstoff	rot	1900 - 3500

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, das 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:

"O Be A Fine Girl Kiss Me (Right <Smack> Now)": O B A F G K M (R S N),

oder auch

"Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksprüche": O B A F G K M.

Folgende Klassen lassen sich in die Sequenz nicht einordnen:

Q	Novae
P	Planetarische Nebel
W	Wolf-Rayet-Sterne
WN	Stickstofflinien
WC	Kohlenstofflinien

Außerdem können Besonderheiten im Spektrum durch Zusätze 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 der Leuchtkraftklasse, die 1943 von William Wilson Morgan und Philip Keenan eingeführt wurden, überflüssig. Pickering begann im Jahre 1890 die Klassifikation mit Williamina 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

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