Wer einen Stern verstehen will, muss seinen Spektraltyp kennen. Die Sonne ist ein Stern vom Typ “G2V”. Aber was bedeutet das? Und wie teilt man Sterne überhaupt in verschiedene Klassen ein? Genau das ist das Thema der neuen Folge der Sternengeschichten. Und am Ende hat man dann auch verstanden, was die seltsame Abfolge der Buchstaben OBAFGKM zu bedeuten hat.
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Transkription
Unsere Sonne ist ein Stern. Aber Stern ist nicht gleich Stern. Es gibt große Sterne und kleine Sterne. Es gibt helle Sterne und weniger helle Sterne. Es gibt heiße Sterne und kühle Sterne. Es gibt jede Menge verschiedene Arten von Sternen und wenn man sie verstehen und vernünftig untersuchen will, dann braucht man ein System, um sie irgendwie zu sortieren. So ein System haben die Astronomen natürlich entwickelt und die Sonne ist darin nicht einfach nur ein Stern, sondern ein Stern vom Typ G2V. Und wer weiß, wie das System funktioniert kann allein aus dieser Bezeichnung schon viel über die Eigenschaften der Sonne lernen.
Also schauen wir uns die Sache mal genauer an. Es gibt zwei grundlegende Kategorien, die man beachten muss. Da ist zuerst einmal die Spektralklasse des Sterns. Wie der Name schon sagt, basiert sie auf dem Spektrum eines Sterns. Schon Isaac Newton wusste, dass man Sonnenlicht durch ein speziell geformtes Stück Glas scheinen lassen kann und wenn es am anderen Ende heraus kommt, ist es kein normales weißes Licht mehr, sondern ein bunter Regenbogen voller Farben. Das liegt daran, dass das Licht der Sonne – oder eines jeden anderen Sterns – eine Mischung aus vielen verschiedenen Farben ist. Das Licht jeder Farbe hat eine andere Wellenlänge und die Wellenlänge bestimmt, wie stark das Licht beim Durchgang durch das Glas gebremst und abgelenkt wird. Blaues Licht wird dabei stärker abgelenkt als gelbes Licht und beide Farben werden stärker gebrochen als rotes Licht. All die Farben, die zuerst zusammengemischt waren sind hinter dem Glas schön nebeneinander aufgereiht und bilden den Regenbogen, den man “Spektrum” nennt.
Schaut man sich das Spektrum der Sonne ganz genau an, dann erkennt man darin einige dunkle Linien. Einige Farben scheinen zu fehlen und das liegt daran, dass sie tatsächlich fehlen. Entdeckt hat das der deutsche Optiker Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813; erklären konnten es erst die Physiker Robert Bunsen und Gustav Kirchhoff im Jahrf 1859. Sie fanden heraus, dass die Atome verschiedener chemischer Elemente jeweils eine ganz bestimmte Wellenlänge des Lichts blockieren. Wenn Sonnenlicht also auf dem Weg aus ihrem Inneren durch das ganze heiße Gas scheint, aus dem sie besteht, dann trifft es dabei auch auf die ganzen Atome all der Elemente aus denen die Sonne besteht. Jedes Element blockiert einen bestimmten Teil, der dann fehlt, wenn das Licht hinaus ins All und Richtung Erde scheint. Eine genaue Analyse dieser sogenannten Spektrallinien erlaubt es den Astronomen also, herauszufinden, woraus so ein Stern besteht.
Man kann damit aber noch viel mehr anstellen. Ein Atom kann deswegen einen ganz bestimmten Teil des Lichts blockieren, weil es von einer Hülle aus Elektronen umgeben ist. Licht trifft auf die Elektronen und kann von ihnen absorbiert werden. Allerdings nur, wenn es genau die passende Wellenlänge hat und was “passend” bedeutet, hängt von der Anzahl der Elektronen ab und der Art und Weise, wie sie den Kern des Atoms umgeben. Anzahl und Anordnung unterscheiden sich für die einzelnen chemischen Elemente. Sie hängen aber zum Beispiel auch von der Umgebungstemperatur ab. Je heißer es ist, desto mehr Energie können die Elektronen aufnehmen und benutzen, um ihre Konfiguration zu verändern. Aus Experimenten im Labor weiß man sehr genau, wie sich die Elektronen eines Elements verändern, wenn sich die Temperatur verändert und welche Wellenlänge des Lichts sie jeweils blockieren. Man muss jetzt also nur noch nachschauen, welche Spektrallinien man im Stern findet und kann so herausfinden, wie heiß es dort ist.
Auch andere Faktoren beeinflussen, welche Spektrallinien man finden kann. Zum Beispiel das Magnetfeld eines Sterns oder seine Masse. All die unterschiedlichen Eigenschaften der verschiedenen Sterntypen erzeugen also unterschiedliche Muster der Spektrallinien und es ist daher logisch, dass man sie verwendet, um die Sterne zu klassifizieren. Das heutige System basiert auf der Arbeit, die Ende des 19. Jahrhunderts an der Sternwarte der amerikanischen Harvard-Universität gemacht wurde. Die Astronominnen Williamina Flemming, Antonia Maury und Annie Jump Cannon haben jede Menge Sternspektren katalogisiert und sortiert und dabei festgestellt, dass man sie anhand der Spektrallinien gut in verschiedene Gruppen einteilen kann. Ursprünglich hat man sich dabei an den Spektrallinien orientiert, die von Wasserstoff erzeugt. Die findet man überall sehr leicht, denn jeder Stern besteht ja hauptsächlich aus diesem Element. Der Chef der Sternwarte, Edward Pickering, ordente die Sterngruppen nach den Eigenschaften der Wasserstofflinien und benannte sie einfach der Reihe nach mit den Buchstaben A bis Z.
Die Astronomin Annie Jump Cannon stellte aber bei einer genaueren Untersuchung fest, dass das nicht unbedingt die optimale Wahl war. Kühle Sterne fand man in Pickerings Liste zum Beispiel vor den heißen Sternen. Und viele Klassen beruhten auf fehlerhaften Daten. Annie Jump Cannon warf also einige von Pickerings Klassen ganz aus dem System und sortierte die anderen so um, dass ihre Reihenfolge mit der sich ändernden Tempertur der Sterne übereinstimmt. Dabei behielt sie ursprünglichen Buchstaben aber als Klassennamen bei und das ist auch der Grund, warum das moderne System der Spektralklassen so seltsam ist.
Man unterscheidet heute sieben grundlegende Klassen. Sie tragen die Bezeichnung O, B, A, F, G, K und M. O-Sterne sind dabei die heißesten Sterne. Sie haben Temperaturen von 30.000 bis 50.000 Grad, leuchten blau und sind ein paar Dutzend Mal schwerer als die Sonne. Die B-Sterne sind mit 10.000 bis 30.000 Grad ein bisschen kühler und mit typischerweise einem Dutzend Sonnenmasse ein bisschen leichter als die O-Sterne. Sie leuchten blau-weißlich und in ihrem Spektrum kann man die Wasserstoff-Spektrallinien besonders gut sehen. Als nächstes folgen die A-Sterne, die nur noch 7000 bis 9000 Grad heiß sind und nur zwei bis dreimal so schwer die Sonne. Sie leuchten hell weiß und Sirius, der hellste Stern an unserem Nachthimmel ist ein gutes Beispiel für diese Klasse.
Als nächstes kommen die schon deutlich kühleren F-Sterne, die weiß-gelblich leuchten, ungefähr 6500 Grad heiß und nur wenig schwerer als die Sonne sind. In ihrem Spektrum kann man das Element Calcium gut erkennen und auch viele andere Elemente, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium. Der Polarstern ist so ein F-Stern. Und dann kommen die Sterne vom G-Typ. Also die Gruppe, zu der auch unsere Sonne gehört. Die Sterne dieser Klasse sind daher auch alle ähnlich heiß und schwer wie unsere Sonne und leuchten gelb. Kühler und leichter als die Sonne sind die K-Sterne, die nur noch knapp 4500 Grad heiß werden und nicht mehr gelb, sondern eher orange leuchten. In ihrem Spektrum kann man nun schon sehr deutlich viele der anderen Elemente sehen, die neben Wasserstoff und Helium in einem Stern zu finden sind. Wer einen K-Stern sehen möchte, soll in einer klaren Nacht zum Sternbild Stier schauen. Dort leuchtet hell orange der Aldebaran, ein klassischer Vertreter der K-Sterne.
Die kleinsten und kühlsten Sterne gehören zur Klasse der M-Sterne. Sie leuchten rot, sind nur noch 2000 bis 3000 Grad heiß und haben nur ein Drittel der Masse der Sonne. Der sonnennächste Stern Proxima Centauri, den ich in Folge 114 der Sternengeschichten vorgestellt habe, ist so ein Stern vom M-Typ.
Es ist vielleicht anfangs ein wenig mühsam, sich die Reihenfolge der Buchstaben O, B, A, F, G, K und M zu merken. Aber die Astronomen haben sich im Laufe der Zeit jede Menge Eselsbrücken dafür ausgedacht. Die bekannteste davon soll sich angeblich der Astronom Henry Norris Russell in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts ausgedacht haben. Der englische Merksatz bei dem die Anfangsbuchstaben der Worte die Spektralklassen anzeigen lautet “Oh be a fine girl, kiss me” bzw. “Oh be a fine guy, kiss me”. Also: Sei ein nettes Mädel/ein netter Typ und küss mich. Auch auf deutsch gibt es entsprechende Eselsbrücken, zum Beispiel: “Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze”. Ich persönlich finde ja die bayrische Variante sehr ansprechend: „Ohne Bier aus’m Fass gibt’s koa Maß“.
Im Laufe der Zeit hat man diese usprünglichen Klassen noch ein wenig erweitert, um auch die in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts entdeckten braunen Zwerge zu inkludieren. Diese Objekte, die keine echten Sterne sind aber auch keine echten Planeten habe ich ja in Folge 91 der Sternengeschichten schon ausführlich vorgestellt. Mit absteigender Temperatur werden drei Typen unterschieden, die mit den Buchstaben L, T und Y bezeichnet werden. Und außerhalb dieser Sequenz existieren noch jede Menge spezielle Klassen für andere spezielle Arten von Sternen.
Wenn unsere Sonne als ein G2V-Stern ist, dann sagt uns der Buchstabe “G”, dass es sich um einen gelb leuchtenden, an der Oberfläche ungefähr 6000 Grad heißen Stern handelt, in dessen Spektrum man eine Vielzahl an chemischen Elementen sehen kann. Um die Klassifizierung ein bisschen genauer zu machen, hat man jede Gruppe noch in 10 Untergruppe eingeteilt, die mit den Zahlen von 0 bis 9 bezeichnet werden. Ein G2-Stern wie die Sonne ist also heißer als ein G7-Stern. Und ein G9-Stern ähnelt einem Stern vom Typ K0 schon sehr stark. Mit der Bezeichnung “G2” weiß man also schon sehr viel über die Eigenschaften der Sonne. Und was hat die “V” zu bedeuten? Das ist wieder eine ganz andere Geschichte, die bis zur nächsten Folge warten muss…
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