24: Die Spektralklassen – Wie man Sterne sortiert

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Bildquelle: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Morgan-Keenan_spectral_classification.png

In unserer Milchstraße gibt es zwischen 100 Milliarden und 200 Milliarden Sterne, neueren Schätzungen zufolge könnten es eher noch mehr sein! Da wäre es doch eigentlich ganz angenehm, wenn es ein System gäbe, nach dem man die Sterne sortieren könnte, sodass man über einen Stern nur noch sagen muss, wo in diesem System er zu finden ist, um schon sehr viel über ihn zu erfahren. Und natürlich haben Astronomen längst ein solches System entwickelt – die sogenannten Spektralklassen der Sterne.

Doch lasst uns erst einmal selbst überlegen: Nach welchen Kriterien könnten wir die Sterne sortieren? Wir können schließlich nicht auf einen Stern fliegen, um dort Messungen durchzuführen, die dann entscheiden, wie wir ihn in ein System einordnen. Alles, was die Sterne uns überhaupt liefern, was wir für eine Klassifizierung verwenden könnten, ist das Licht. Nun gut, dann verwenden wir doch einfach dieses Licht! Die Eigenschaft des Lichtes, die die Astronomen nun zur Sortierung der Sterne verwenden, habe ich bei Weltallwissend schon mal erklärt: die Spektrallinien (siehe Weltallwissend 03: „Dunkle Linien im Sonnenspektrum und die Entdeckung des Heliums“).

Warum sind die Spektrallinien für eine Klassifizierung so gut geeignet? Aus ihnen können die Astronomen nicht nur auf die Elemente auf dem Stern schließen, sondern auch auf einige andere Eigenschaften, zum Beispiel die Temperatur. Im Labor können Forscher ausprobieren, wie sich die Spektrallinien bei unterschiedlichen Temperaturen verändern und dann mithilfe einer Spektralanalyse des Sternenlichtes und diesen Informationen schauen, wie heiß es dort ist.

Erstmals wurden die Sterne gegen Ende des 19. Jahrhunderts von Edward Pickering nach ihren Spektrallinien klassifiziert. Genau genommen achtete er auf Eigenschaften der Wasserstofflinien und benannte seine Klassen von A (besonders starke Wasserstofflinien) bis O (besonders schwache Wasserstofflinien).

Der Astronomin Annie Jump Cannon fiel jedoch bei einer genaueren Untersuchung auf, dass diese Sortierung alles andere als praktisch war. Beispielsweise wurden die Sterne immer kühler, je weiter man im Alphabet nach hinten ging, ganz hinten fanden sich jedoch mit den O-Sternen jedoch nochmal besonders heiße Sterne. Cannon strich kurzerhand einen großen Teil der Klassen und sortierte den Rest nach der Temperatur der Sterne um, behielt dabei jedoch die Namen der Klassen. So kam es, dass die Klassen nach ihren Änderungen folgendermaßen geordnet waren: OBAFGKM. Hierbei sind die O-Sterne die heißesten Sterne mit 30.000-50.000 Grad Celsius Oberflächentemperatur und die M-Sterne besonders kühl mit nur 2.000-3.000 Grad Celsius auf der Oberfläche.

Ich weiß, es ist nicht gerade einfach, sich diese Reihenfolge OBAFGKM zu merken, doch es gibt ein paar schöne Merksätze. Ein recht alter davon lautet: „Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.“ Eine neuere Variante aus Bayern ist: „Ohne Bier Aus‘m Fass Gibt‘s Koa Maß.“ Mein persönlicher Favorit jedoch lautet: „Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze.“

Dieses System wird bis heute verwendet, hat sich jedoch noch ein wenig entwickelt. Zum einen wurden die einzelnen Klassen noch mit Zahlen von 0 bis 9 unterteilt, um die Sortierung noch etwas genauer zu machen. Je kleiner die Zahl, desto heißer der Stern. Ein G9-Stern ist also beispielsweise schon fast so kühl wie ein K0-Stern. Unsere Sonne befindet sich in diesem System übrigens ungefähr im Mittelfeld – sie ist ein Stern vom Typ G2. Zum anderen wurden noch einige weitere Klassen für spezielle Sterne in die Klassifikation eingefügt – die Klassen L, T und Y für Braune Zwerge (siehe Weltallwissend 15: „Braune Zwerge“) und die Klassen R, N und S für Sterne, die sehr viel Kohlenstoff enthalten.

Wenn wir die Sterne nun sowieso nach ihrer Temperatur sortiert haben, gibt es übrigens noch ein weiteres äußeres Merkmal, das auch direkt von dieser Temperatur abhängt und theoretisch auch für die Klassifikation verwendet werden könnte: ihre Farbe. Je heißer ein Stern ist, desto energiereicher ist nämlich seine Strahlung (also das Licht) und umso kürzer sind deren Wellenlängen, das Licht erscheint also bei heißen Sternen wie den O-Sternen blau, bei kühleren hingegen eher rot. Jedoch kann die Farbe auch durch Streuung bei Interstellarer Materie beeinflusst werden (siehe Weltallwissend 23: „Interstellare Materie“), daher verlassen sich die Astronomen lieber auf die Spektrallinien.

Zum Abschluss möchte ich noch kurz erzählen, wie häufig die Sterne von unterschiedlichen Spektralklassen auftauchen. Sie sind nämlich alles andere als gleich verteilt. Es verhält sich aber eigentlich ganz ähnlich wie mit der Vermögensaufteilung in Deutschland oder auf der gesamten Erde. So wie es nur wenige Millionäre oder gar Milliardäre im Verhältnis zu sehr vielen armen Menschen gibt, existieren viel mehr leuchtschwache, kühle als leuchtstarke, heiße Sterne. In Zahlen ausgedrückt: Etwa 76,45 Prozent aller Sterne sind M-Sterne, die O-, B- und A-Sterne hingegen kommen zusammen nur auf ein Prozent der Sterne.

Eigentlich ist das mit diesen Spektralklassen doch wirklich angenehm, oder? Wenn ihr euch jetzt ein Bild von einem Stern machen wollt, könnt ihr einfach kurz nachschauen, zu welcher Spektralklasse er gehört und schon habt ihr über einige Eigenschaften des Sternes eine recht genaue Vorstellung.

Quellen: