Klassifizierung der Sterne

Grundlagen der Sternklassifizierung

Sterne werden in der Astronomie nach messbaren Eigenschaften eingeteilt. Besonders wichtig sind ihre absolute Helligkeit beziehungsweise Leuchtkraft und ihr Farbspektrum. Das Farbspektrum hängt im Wesentlichen von der Oberflächentemperatur ab und wird meist als Spektralklasse angegeben.

Die scheinbare Helligkeit wird in einem bestimmten Wellenlängenbereich gemessen, häufig im visuellen V-Band, das ungefähr dem menschlichen Helligkeitsempfinden entspricht. Messungen in mehreren Filterbändern bilden ein photometrisches System. Aus gegeneinander kalibrierten Messwerten lassen sich Farbindizes bestimmen. Ist außerdem die Entfernung bekannt, etwa durch Parallaxe, kann aus scheinbarer Helligkeit und Entfernung die absolute Helligkeit im jeweiligen Filterband berechnet werden.

Beim Spektroskopieren zerlegt man Sternlicht in sein Spektrum und untersucht Absorptions- und Emissionslinien. Ihre Verteilung wird vor allem durch die Oberflächentemperatur, aber auch deutlich durch die chemische Zusammensetzung beeinflusst. Die Metallizität beschreibt dabei den Anteil von Elementen, die weder Wasserstoff noch Helium sind.

MK-System, Spektraltypen und Leuchtkraft

Die 1943 von William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kellman eingeführte MK- oder Yerkes-Klassifikation verbindet zwei Angaben: Spektralklasse und Leuchtkraftklasse. Die Spektralklasse beschreibt vor allem die Oberflächentemperatur; die Leuchtkraftklasse hängt physikalisch vor allem mit der Oberflächengravitation zusammen. Erst beide Angaben zusammen erlauben eine aussagekräftigere Einordnung.

Die sieben Standard-Spektraltypen O, B, A, F, G, K und M umfassen rund 99 % aller Sterne. O bis A heißen weiterhin frühe, F bis G mittlere und die übrigen späte Spektralklassen. Diese Begriffe stammen jedoch aus der überholten Annahme, Spektralklassen beschrieben den Entwicklungsstand. Innerhalb jeder Klasse verfeinern Ziffern von 0 bis 9 die Einordnung; M0 ist beispielsweise heißer als M9. Zwischen B0 und B1 gibt es zusätzlich B0.2, B0.5 und B0.7.

Die Reihenfolge reicht von heißen blauen O-Sternen mit 30000–50000 K und typischen Hauptreihenmassen über 18 M☉ über B-, A-, F-, G- und K-Sterne bis zu roten oder rot-orangen M-Sternen mit 02300–03900 K und typischen Hauptreihenmassen von 000,3 M☉. Kennzeichnend sind jeweils bestimmte Linien: O zeigt ionisiertes Helium (He II), B neutrales Helium (He I) und die Balmer-Serie des Wasserstoffs, A Wasserstoff und Calcium (Ca II), F bis K zunehmend Metalllinien und M Titanoxid.

Nicht in die Standardskala fallen unter anderem Kohlenstoffsterne C und S, Wolf-Rayet-Sterne WN, WC und WO, Novae Q, Braune Zwerge L, T und Y sowie Weiße Zwerge der D-Klassen. Braune Zwerge sind keine Sterne im eigentlichen Sinn, weil bei ihnen kein Wasserstoffbrennen stattfindet. Planetarische Nebel werden als Pv geführt; in ihrem Inneren befindet sich ein Weißer Zwerg.

Leuchtkraftklassen reichen von 0 für Hyperriesen über I für Überriesen, II für helle Riesen, III für normale Riesen, IV für Unterriesen und V für Hauptreihensterne bis zu VI oder sd für Unterzwerge und VII oder D für Weiße Zwerge. Überriesen werden als Ia-0, Ia, Iab und Ib nach abnehmender Leuchtkraft unterteilt. Die Breite und Stärke der Spektrallinien helfen bei der Bestimmung: Riesen besitzen bei gleicher Temperatur eine geringere Schwerebeschleunigung in der Photosphäre als Zwerge und deshalb eine geringere Druckverbreiterung der Linien.

Leuchtkraft allein genügt nicht für die Leuchtkraftklasse. Ein Stern mit etwa der 100-fachen Sonnenleuchtkraft kann Hauptreihenstern, Unterriese oder Riese sein. Bei Spektralklasse M0 wäre er ein Roter Riese und würde im MK-System M0III heißen. Präfixe und Suffixe kennzeichnen Abweichungen vom Standard.

Diagramme und typische Einordnungen

Spektralklasse und absolute Helligkeit werden im Hertzsprung-Russell-Diagramm dargestellt. Die Hauptreihe ist darin ein Band von Sternen mit zugehöriger Spektralklasse und absoluter Helligkeit. Sie entsteht, weil Sterne den größten Teil ihrer Entwicklung im stabilen Wasserstoffbrennen verbringen und sich ihre Spektralklasse sowie absolute Helligkeit in dieser Zeit wenig ändern. Die Position auf der Hauptreihe hängt hauptsächlich von der Ausgangsmasse (ZAMS) ab. Nach dem Ende des stabilen Wasserstoffbrennens bewegen sich massereichere Sterne zum Riesenast.

Farben-Helligkeits-Diagramme verwenden Farbindizes anstelle von Spektralklassen; Hauptreihe und Riesenäste bleiben erkennbar. Gaia bestimmte solche Eigenschaften inzwischen für Milliarden Sterne und ermöglicht damit systematische Untersuchungen der Sternverteilung und der Sternentwicklung.

Beispiele für vollständige MK-Einordnungen sind die Sonne als G2 V, also Gelber Zwerg, Sirius A als A1 V und Canopus als F0 Ib. Aldebaran ist K5 III, ein Roter Riese; Mintaka Aa1 ist O9.5 II, ein Riesenstern der Spektralklasse O. Kapteyns Stern ist ein kühler Unterzwerg M1 mit dem Präfix sd. Ein Stern kann außerdem weitere, kombinierbare Eigenschaften besitzen, etwa Teil eines Doppelsternsystems sein, pekuliäre chemische Zusammensetzung zeigen oder veränderlich sein. Neutronensterne und Schwarze Löcher sind im sichtbaren Licht nicht nachweisbar; Neutronensterne können jedoch als Pulsare im elektromagnetischen Spektrum beobachtet werden.

UBV-System, Kataloge und Sternklassen

Das UBV-System ist ein photometrisches System zur Einteilung von Sternen. U bezeichnet ultraviolettes Licht mit einer Schwerpunktwellenlänge von 365 nm, B blaues Licht bei 440 nm und V visuelles beziehungsweise gelbliches Licht bei 550 nm. Daraus werden die Farbindizes U-B, U-V und B-V gebildet. B-V ist für visuelle Beobachter besonders wichtig und wird oft in Sternkatalogen angegeben. Er korreliert grob mit der Spektralklasse: Spica hat B-V = −0,23 und Klasse B1, Rigel ±0,00 und B8, Deneb +0,09 und A2, die Sonne +0,65 und G2 sowie 119 Tauri +2,06 und M2.

Sternkataloge speichern oder listen große Mengen von Sternen anhand von Positionen im Himmelskoordinatensystem, Eigenbewegungen sowie Spektralklassen oder Farbindizes. Große Durchmusterungskataloge sind etwa Tycho-2 und Gaia DR2; spezialisierte Kataloge sind Fundamentalkataloge und der General Catalogue of Variable Stars.

Sternklassen oder Sternkategorien folgen unterschiedlichen Klassifikationsschemata. Ein Stern kann mehreren Klassen angehören; in Doppelsternsystemen können außerdem verschiedene Sternklassen und die Klasse des Systems selbst zusammentreffen. Manche Klassen werden bereits durch das MK-System beschrieben, etwa Gelber Zwerg oder Roter Riese. Andere verbinden Spektralklasse und Suffix, beispielsweise Be- und Am-Sterne. Farbbezeichnungen stehen grob für hohe Oberflächentemperaturen bei blauen, sonnenähnliche Temperaturen bei gelben und niedrige Sterntemperaturen bei roten Klassen. Bei Veränderlichen Sternen beruhen viele Klassen auf einem Prototyp; ähnlich klingende Namen müssen keine verwandten Klassen bezeichnen.

Metallhäufigkeit und Entwicklung der Klassifikation

Nach ihrer Metallhäufigkeit werden Sterne auch Populationen zugeordnet, die Rückschlüsse auf ihr Alter erlauben. Metalle reichern sich durch Nukleosynthese in Galaxien an. Die Einteilung kann außerhalb der Milchstraße anders sein; Sterne in den Magellanschen Wolken sind gegenüber Sternen der Milchstraße metallarm. Extreme Population I umfasst metallreiche neu entstandene Sterne, Population I Sterne mit solarer Metallhäufigkeit, typischerweise einige Milliarden Jahre alt, und Population II metallarme Sterne aus der Entstehungszeit der Milchstraße. Population III ist eine postulierte, metallfreie Sternpopulation aus der Anfangszeit des Universums. Sie wird heute nicht beobachtet; daraus wird geschlossen, dass sie aus relativ massereichen und kurzlebigen Sternen bestand.

Früher wurden Sterne nach ihrer scheinbaren Helligkeit in Größenklassen eingeordnet. Die aus babylonischer Astronomie stammende und von Hipparchos von Nicäa übernommene Skala umfasste freiäugig sichtbare Sterne der 1. bis 6. Größe, wurde 1850 streng logarithmisch definiert und reicht heute bis zur 25. Größe. Die absolute Helligkeit normiert dagegen auf die Helligkeit in 10 Parsecs (32 Lichtjahre) Entfernung und wurde zu Beginn des 20. Jahrhunderts als wichtiges Maß eingeführt.

Angelo Secchi beschrieb 1868 vier Grundtypen und ergänzte 1878 Typ V. Die heutige Reihenfolge der Spektraltypen entstand um 1912, nachdem Annie Jump Cannon die zuvor verwendete Reihenfolge als temperaturphysikalisch unpassend erkannt hatte. Um 1950 wurde die Leuchtkraftskala I bis V definiert und später um 0, Ia, Ib, VI und VII ergänzt; daraus entwickelte sich die Leuchtkraftklasse des MK-Systems.