Spektraltypen

Das Licht

Unsere Kenntnisse über die Himmelskörper rühren fast ausschließlich aus der Analyse der Strahlung, die sie emittieren, absorbieren oder reflektieren oder auf eine andere Weise beeinflussen.

Die von den Sternen kommende Strahlung wird untersucht auf Richtung, Intensität, spektrale Zusammensetzung und Polarisation, sowie gegebenenfalls auf die zeitlichen Änderungen dieser Größen.

Die Spektrale Zusammensetzung des Lichts, das von astronomischen Objekten zu uns kommt, enthält die Informationen über den physikalischen Zustand der Objekte, die dieses Licht aussenden. Das Spektrum – also die Verteilung der Strahlungsenergie auf die verschiedenen Wellenlängen – birgt den größten Informationsgehalt ist aber bei den meist sehr schwachen Objekten auch am schwierigsten mit hoher Genauigkeit zu vermessen.

Definition der Sternatmosphäre:

Als „Atmosphäre“ eines Sterns bezeichnet man jene äußeren Schichten, aus denen Strahlung unmittelbar in den umgebenden Weltraum austreten kann, die also der direkten Beobachtung zugänglich sind. Insbesondere wird die Schicht, in welcher das von den Frauenhofer-Linien durchzogene Sternspektrum entsteht, wie bei der Sonne, Photosphäre, genannt. In der Sternatmosphäre findet keine Energieerzeugung statt; der gesamte nach außen fließende Energiestrom ist daher unabhängig von der Tiefe.

Licht

Licht stellt man sich allgemein als schwingende Elektromagnetische (EM) Welle vor. Es handelt sich dabei um elektrische und magnetische Wechselfelder, die sich wellenförmig ausbreiten. Dieser Wellencharakter der Strahlung zeigt sich z.B. in den Interferenz-Erscheinungen. Bei z.B. den atomaren Absorptions- oder Emissions-Prozessen dagegen zeigt sich der Teilchencharakter der Strahlung, die man sich dann aus Lichtquanten, den Photonen, bestehend denkt.

Begriff: Wellen-Teilchen-Dualismus

Lichtwellen brauchen aber kein Medium, um sich ausbreiten zu können.

Elektromagnetische Strahlung:

Ausbreitung im Vakuum mit Lichtgeschwindigkeit, etwa 300 000 km/s, der Geschwindigkeit c. Es ist die größtmögliche Geschwindigkeit überhaupt – eine Tatsache, die durch zahllose Experimente und eine solide Theorie gestützt wird.

In jedem anderen Medium als dem Vakuum bewegt sich die elektromagnetische Welle langsamer als mit Lichtgeschwindigkeit.

Jede Welle ist durch zwei voneinander abhängige Zahlen charakterisiert – die Wellenlänge Lamda, also den räumlichen Abstand zwischen zwei Wellenbergen, und die Frequenz v, die Anzahl der Wellenberge, die pro Sekunde einen Punkt durchlaufen (gemessen in Hertz, abgekürzt Hz). Diese beiden Zahlen miteinander multipliziert ergeben die Ausbreitungsgeschwindigkeit, im Fall von Licht also Lamda.v=c. Je energiereicher die Strahlung ist, umso höher ist die Frequenz und umso kleiner ist die Wellenlänge dieser Strahlung.

Es soll noch einmal ganz deutlich herausgestellt werden, daß sich alle elektromagnetischen Wellen (und Photonen) nur durch Frequenz bzw. Wellenlänge (bzw. Energiegehalt) voneinander unterscheiden, physikalisch also völlig gleichartiger Natur sind.

Ein ganzer Bereich von Lichtwellen ist für das Auge sichtbar. Diese Wellenlängen nehmen wir als Farben wahr – als optisches Spektrum. Es beginnt bei rotem Licht, das eine Wellenlänge von etwa 700 nm hat und geht mit kürzer werdender Wellenlänge/höherer Frequenz über Orange, Gelb, Grün, Blau bis zu Violett mit einer Wellenlänge von etwa 400 nm.

Maßstab: 1 nm = 10 hoch -9 m

Einschub: 1 nm = 10 A und 1 A = 0,1 nm.

Das gesamte elektromagnetische Spektrum erstreckt sich über einen Faktor 10 hoch 15 in der Wellenlänge, wobei die verschiedenen Bereiche unterschiedliche Namen tragen.

Es reicht von der Gamma-Strahlung und Röntgen-Strahlung über den ultravioletten, den sichtbaren und den infraroten Bereich bis hin zu den Radiowellen.

Im Vakuum bewegen sich alle mit der Geschwindigkeit c.

Den größten Teil dieses Spektrums kann man auf der Erdoberfläche nicht beobachten, da die irdische Atmosphäre nur für bestimmte Wellenlängenbereiche („Fenster“) durchsichtig ist.

Das „Optische Fenster“ und das „Radiofenster“.

Hier wird nur die Strahlung besprochen, die den Beobachter durch das klassische optische Fenster zwischen 300 nm und zirka 1000 nm erreicht. Diese Strahlung kann mit Hilfe geeigneter Vorrichtungen in ihre spektralen Bestandteile zerlegt und das Spektrum studiert werden.

Die Durchlässigkeit der Erdatmosphäre ist nämlich nur auf diese wenigen schmalen Spektralbereiche beschränkt, die man sehr anschaulich als „Fenster“ der Erdatmosphäre bezeichnet.

Man sieht, daß es wesentlich zwei Fenster, nämlich das „optische“ (400 nm – 800 nm) und das „Radiofenster“ (1 mm – 18 m) gibt, in denen Beobachtungen von der Erdoberfläche aus möglich sind und wo daher natürlich die weitaus meisten Beobachtungen erfolgen. Die die Durchsicht begrenzenden Absorptionen erfolgen durch verschiedene Moleküle in der Atmosphäre.

Die Sterne und die damit verbundenen Erscheinungen senden Strahlung über das gesamte elektromagnetische Spektrum aus. Wenn man also die Prozesse verstehen will, die im Weltraum ablaufen, muß man in der Lage sein, alle Strahlungsarten zu beobachten.

Doch merkwürdigerweise trifft die Wellenbeschreibung von Licht – gewöhnlich bezeichnet man mit Licht jegliche EM Strahlung – nicht immer zu. Unter bestimmten Bedingungen verhält sich Licht nicht wie eine Welle, sondern wie ein Teilchen.

Ein Teilchen, das auch Welleneigenschaften besitzt, heißt Photon.

Energie wird hauptsächlich via Licht durch das Universum transportiert. Die Energie eines bestimmten Photons hängt von seiner Frequenz ab, entsprechend der Gleichung E=hv. Der Energiebetrag, den ein einzelnes Photon trägt, ist aber sehr klein.

Optische Prinzipien

Licht tritt auf alle mögliche Arten mit Materie in Wechselwirkung.

Reflexion – an einer Oberfläche

Brechung – in einem Medium – wellenlängenabhängig – Spektren – Prisma

Beugung – mit Ablenkung und Dispersion – Spektren – Beugungsgitter

Brechung – BLAU wird stärker abgelenkt = BLAU wird stärker gebrochen als ROT

Beugung – ROT wird stärker abgelenkt = ROT wird stärker gebeugt als BLAU

Prismenspektren – Gitterspektren:

Mit Gittern erzeugte Spektren sind Prismenspektren überlegen, da bei der Beugung die Dispersion linear mit der Wellenlänge geht, während bei Prismen rotes Licht enger beeinanderliegt. Hiezu kommt, daß Glas im Ultravioletten absorbiert.

Schließlich hängen Wellenlänge und Frequenz der EM Strahlung auch noch von der relativen Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie zwischen Quelle und Beobachter ab. Diese Erscheinung heißt Doppler-Effekt. Wenn eine Lichtquelle auf uns zukommt, wird ihre Strahlung zu kürzeren Wellenlängen hin verschoben, das heißt, sie wird uns ein wenig blauer erscheinen, als wenn sie in Ruhe wäre. Entfernt sie sich dagegen von uns, gibt es eine Verschiebung zum roten Ende des Spektrums. Der relative Betrag der Verschiebung ist der Geschwindigkeit direkt proportional.

Der Doppler-Effekt besteht in einer Verschiebung der gemessenen Wellenlänge gegenüber der im Labor bei ruhender Lichtquelle gemessenen Wellenlänge, wenn sich die Strahlungsquelle mit einer Radialgeschwindigkeit von uns weg oder auf uns zu bewegt.

Lichtquelle von uns weg – Verschiebung zu größeren Wellenlängen („Rotverschiebung“) Lichtquelle zu uns her – Verschiebung zu kleineren Wellenlängen („Blauverschiebung“) Diese Dopplerverschiebung kann an Spektrallinien, deren Laborwellenlänge man genau kennt, gemessen werden und ist die wichtigste, oft die einzige Information über die Bewegung astronomischer Objekte.

Bemerkung: Extreme Rotverschiebung bei Quasaren

Scherzbeispiel: Rote Ampel – Grüne Ampel

Die drei fundamentalen Gesetze der Spektroskopie, die G. Kirchhoff (1859) zugeschrieben werden, lauten:

a) Ein glühender fester oder flüssiger Körper oder ein Gas mit hinreichendem Absorptionsvermögen (= unter sehr hohem Druck und hoher Temperatur) emittiert ein kontinuierliches Spektrum, das alle Wellenlängen enthält.

b) Ein glühendes Gas unter niedrigem Druck (oder niedriger Temperatur) emittiert ein nichtkontinuierliches Spektrum, das heißt Licht in einer begrenzten Anzahl unterschiedlicher Wellenlängen, die für das Gas charakteristisch sind.

c) Wenn weißes Licht (kontinuierliches Spektrum) ein kühles Gas durchsetzt, absorbiert das Gas diejenigen Wellenlängen aus dem kontinuierlichen Spektrum heraus, das es selbst emittieren würde, wenn es genügend heiß wäre. Diese Wellenlängen fehlen also im kontinuierlichen Spektrum oder sind zumindest geschwächt, so daß der Eindruck dunkler Linien entsteht.

Oder: Stellare Absorptionslinien entstehen in einer kühleren Atmosphäre geringerer Dichte an der Oberfläche des Sterns, welche die Kontinuumstrahlung, die von dem heißeren, dichteren Gas darunter ausgeht, teilweise blockiert.

Sternatmosphäre – mehrere Schichten – innen dichter und heißer – außen dünner und kälter – innen ein kontinuierliches Spektrum erzeugt – außen werden die Absorptionslinien „erzeugt“: durch „Energieentzug“ aufgrund der photonen-absorbierenden Elektronensprünge, die dem „Gesamtlicht“ einen Teil nimmt – die „kurz darauf“ wieder stattfindenden emittierten Photonen strahlen jedoch in alle Richtungen ab – sie können daher den „Gesamtlichtentzug“ nicht kompensieren, da die Emission nicht komplett in der Sehlinie stattfindet.

Die Tatsache, daß Sterne verschieden farbig erscheinen, bedeutet, daß die maximale Emission bei verschiedenen Wellenlängen erfolgt. Man sieht, daß ein gewisser, aber in Abhängigkeit von der Temperatur verschiedener Energiebetrag bei allen Wellenlängen emittiert wird. Je höher die Temperatur, desto höher ist der Energiebetrag, wobei sich das Strahlungsmaximum zu kürzeren Wellenlängen (höheren Frequenzen) verschiebt (heiße Sterne erscheinen also blau, kühle rot).

Das Linienspektrum

J. Frauenhofer (1814) war der erste, der die nach ihm benannten dunklen Linien im Sonnenspektrum im Detail untersucht hat. Er bestimmte ihre Position im Spektrum und bezeichnete die stärksten Linien mit Buchstaben.

1860 erkannten Kirchhoff und Bunsen, daß diese Absorptionslinien mit Emissionslinien von glühenden Gasen zusammenfallen. Sie konnten je nach den Bedingungen des Experiments im Laboratorium die gleiche Linie in Emission oder in Absorption beobachten und fanden, daß solche Linien für bestimmte chemische Elemente charakteristisch sind.

Eine physikalische Deutung jedoch war erst möglich, nachdem die Atomphysik die theoretischen Grundlagen geliefert hatte.

Die verschiedenen Sternspektren werden von Atomen und Molekülen in unterschiedlichen Ionisations- und Anregungszuständen erzeugt.

Bei einer Wechselwirkung der Strahlung mit der Materie können solche Photonen durch verschiedene Mechanismen erzeugt (emittiert) oder vernichtet (absorbiert) werden. Jedes von einem Körper ausgesandte Strahlungsfeld kann letztlich auf solche elementaren Emissionsprozesse zurückgeführt werden.

Bei Absorption bzw. Emission eines Photons durch ein Atom muß die Photonen-Energie vom Atom aufgenommen bzw. geliefert werden. Dabei handelt es sich genauer um Änderungen der Energie eines Elektrons der Atomhülle, das sich im elektrischen Feld des restlichen Atomrumpfes (im einfachsten Fall: des Atomkerns) bewegt. Ein solches Elektron kann sich dabei in verschiedenen, für die jeweilige Atomsorte charakteristischen Energiezuständen befinden, d.h. anschaulich in verschiedenen Abständen vom Kern. Über dem energetisch niedrigsten Grundzustand E1 liegt zunächst eine Serie von diskreten Zuständen mit den Energiewerten E2, E3 usw. Im Gegensatz zum Grundzustand heißen sie angeregte Zustände, ihre relativ zum Grundzustand gemessenen E-Werte heißen Anregungsenergien. In diesem Bereich sind keine Zwischenwerte der Energie möglich. Man sagt, solch ein Elektron befindet sich in einem gebundenen Zustand. Oberhalb einer gewissen Grenzenergie, der Ionisations-Energie, dagegen ist das Elektron aus der Atomhülle befreit und bewegt sich relativ zu diesem Atomkern. Hierbei ist jeder Energiewert möglich. Diese sog. freien Zustände des Elektrons bilden also ein Kontinuum.

Bei Absorption bzw. Emission eines Lichtquants der Frequenz v, also der Energie hv, geht das Elektron in einen um diese Energie höheren bzw. niedrigeren Energiezustand über.

Absorptionslinien entstehen, wenn die Elektronen eines Atoms oder Ions Energie aus dem Kontinuum absorbieren.

Emissionslinien entstehen, wenn Elektronen Energie beim Wechsel auf eine tiefere Bahn emittieren.

Es genügt hier zur Erklärung der wichtigsten Tatsachen ein Atommodell heranzuziehen, das von N. Bohr (1913) entwickelt wurde.

Ein Atom besteht aus einem Kern und einem System von Elektronen. Der Kern besteht aus positiv geladenen Protonen und ladungsfreien = neutralen Neutronen. Die Elektronen sind negativ geladen. Ein neutrales Atom besitzt gleich viele Protonen und Elektronen, doch die Elektronen sind nur recht locker gebunden. Wenn einem Atom hinreichend viel Energie zugeführt wird, kann es ein oder mehrere Elektronen verlieren und zu einem positiv geladenen Ion werden.

Wichtig: Ein Elektron ist nicht an eine bestimmte Bahn gebunden, sondern kann praktisch von einer Bahn zur nächsten „hinauf“ oder „hinunter“ springen, unter Aufnahme oder Abgabe von Energie in Form von elektromagnetischer Strahlung = Energie (Photonen).

Diese sog. Orbitale sind quantisiert. Es gibt keine stabile Position des Elektrons zwischen diesen „konkreten“ Bahnen.

Postulate von Bohr:

1. Das Drehmoment eines Elektrons ist ein Vielfaches des Planck-Quantums.

2. Ein Elektron auf einer erlaubten Bahn strahlt nicht, solange es sich auf dieser Bahn befindet. Strahlung entsteht nur beim Sprung auf eine tiefere Bahn, und wird aufgenommen beim Sprung auf eine höhere Bahn. Die Intensität der Strahlung ist abhängig von der Energiedifferenz der betroffenen Bahnen.

Das einfachste Atom, das Wasserstoffatom, besteht aus einem Proton und einem Elektron. Das nichtionisierte Atom hat die Gesamtladung Null.

Seine Spektrallinien erscheinen in bestimmten Serien. Nach Bohr kann nun dieses Verhalten erklärt werden, wenn man annimmt, daß das Elektron in bestimmten erlaubten Bahnen in verschiedenem Abstand vom Kern ohne Abgabe von Strahlung diesen umlaufen kann, wobei kernferne Bahnen mit einem höheren Energiezustand des Elektrons verbunden sind und umgekehrt. Eine Möglichkeit für Übergänge des Elektrons zwischen diesen erlaubten Bahnen oder Niveaus ist die Absorption oder Emission elektromagnetischer Strahlung. Da diese aus Photonen besteht, deren Energie von ihrer Wellenlänge abhängt, können nur solche Wellenlängen absorbiert oder emittiert werden, deren Energie gleich der Energiedifferenz der erlaubten Zustände ist. Numeriert man diese erlaubten Energieniveaus, beginnend mit dem kernnächsten, von 1 bis n durch, so produzieren alle Übergänge, die vom ersten Niveau ausgehen beziehungsweise dort enden, die sogenannte Lyman-Serie in Absorption beziehungsweise Emission, die Übergänge, die vom zweiten Niveau ausgehen beziehungsweise dort enden, die Balmer-Serie (H Alpha, H Beta etc.), und so fort.

Seriennamen: Lyman – Balmer – Paschen – Brackett – Pfund – Humphries

Aus historischen Gründen ist die zweite Bahn die wichtigste (mit der Balmer-Serie), da die ersten vier Elektronensprünge von außen auf diese Bahn im optischen Bereich des Spektrums liegen.

(3→2=H Alpha= 656,3 nm; 4→2=H Beta= 486,1 nm; 5→2=H Gamma= 434,0 nm; 6→2=H Delta= 410,1 nm)

Einschub: Elektronensprünge

Die Abgabe der überschüssigen Energie erfolgt bei diesen Prozessen in Form von elektromagnetischen Wellen, also in Form von Strahlung. Entsprechend dem bei einem „Elektronen-Rücksprung“ freigewordenen Energiebetrag, entsteht so eine ganz bestimmte Strahlungsart. Aufgrund des Schalenaufbaus der Atomhülle können durch die Elektronensprünge bei einem Atom nur ganz bestimmte Frequenzen, d.h. Farben, der emittierten Strahlung auftreten. Liegen die vorkommenden Frequenzen nicht in dem für das Auge empfindlichen Bereich, so können wir die Strahlung natürlich nicht als „Licht“ wahrnehmen. Von den vielen möglichen Frequenzen liegt nur ein geringer Anteil im sichtbaren Bereich.

Eine kontinuierliche Strahlung entsteht bei zahlreichen Sprüngen freier Elektronen, die sich zuvor zwischen den Atomkernen frei bewegten, auf irgendeine der möglichen Bahnen. Die Wellenlänge der dabei im Einzelfall emittierten Strahlung ist abhängig von der Differenz zwischen dem Energiebetrag, den das Elektron vor dem Einfang hatte, und der Energiestufe der schließlich erreichten Bahn. Da die ursprünglich freien Elektronen sehr verschiedene Energiebeträge haben können, werden bei diesem Einfangprozeß ganz verschiedene Wellenlängen erzeugt, die sich zu einem Kontinuum „verschmieren“.

Im Inneren eines Sterns gibt es bei den dort vorliegenden hohen Druck- und Temperaturwerten sehr viele freie Elektronen. So kommt es zu deren Einfang auf die verschiedensten Bahnen und damit zum Kontinuum.

Einschub:

Die optischen Absorptionslinien (Balmer-Linen) entstehen von der zweiten Elektronenbahn des Wasserstoffs aus. Damit Balmer-Linien zu sehen sind, muß sich bei genügend Atomen des Gases das Elektron bereits auf der zweiten Bahn befinden. Doch da die Natur immer versucht, den niedrigsten Energiezustand einzunehmen, kreist bei den meisten Wasserstoffatomen das Elektron auf der niedrigsten Bahn. Auf die nächsthöhere Bahn geraten die Elektronen hauptsächlich, wenn benachbarte Atome zusammenstoßen. Doch dazu muß die Gastemperatur und damit die Geschwindigkeit der Teilchen hinreichend groß sein (und selbst dann schaffen es nur sehr wenige). In den Atmosphären der kühlen Sterne sind diese Zusammenstöße nicht wirkungsvoll genug: es werden keine Elektronen auf eine höhere Bahn gehoben, und folglich gibt es auch keine Wasserstofflinien, obwohl das Gas zu 90 Prozent aus Wasserstoff besteht. Erst bei heißeren Sternen treten Wasserstofflinien auf. Bei noch heißeren Temperaturen werden die Zusammenstöße so heftig, daß ein Teil der Wasserstoffatome ionisiert wird. Infolgedessen gibt es weniger neutrale Atome, und die Wasserstofflinien werden wieder schwächer. Die Anregung eines Heliumatoms erfordert deutlich höhere Temperaturen als die eines Wasserstoffatoms.

Bei komplexen Atomen werden die Verhältnisse komplizierter.

Die Linien höher ionisierter schwerer Elemente liegen meist im Ultraviolettbereich, so daß die optischen Spektren der heißeren Sterne hauptsächlich von H und He beherrscht werden und einfacher aussehen.

Im Gegensatz dazu können sich bei den niedrigsten Sterntemperaturen die Atome zu Molekülen verbinden, die äußerst komplizierte Bandenspektren erzeugen. Es gibt eine beträchtliche Vielfalt an solchen Molekülen.

WICHTIG: Jedes Atom oder Molekül hat sein eigenes ganz typisches und unverwechselbares Profil der Spektrallinien.

Anregung und Ionisation

Bei niedrigen Temperaturen befinden sich praktisch alle Atome eines Gases im Grundzustand, das heißt, sie haben ihre Leuchtelektronen im niedrigstmöglichen Energieniveau. Durch Absorption geeigneter Photonen oder durch Kollision mit anderen Teilchen können die Elektronen jedoch in höhere Energieniveaus gebracht werden. Man bezeichnet dann die Atome als „angeregt“. Bei wie vielen Atomen das der Fall sein wird, hängt im wesentlichen von der Temperatur des Gases ab. Jedes Elektron versucht nach der üblichen Verweilzeit im angeregten Niveau in das Grundniveau zurückzukehren, während bei anderen Atomen entsprechende Niveaus gerade besetzt werden.

In der Sonnenatmosphäre mit einer Tempertur von zirka 6000 K ist nur ein Wasserstoffatom unter 10 hoch 8 im zweiten Niveau angeregt und somit in der Lage, eine Balmerlinie zu erzeugen, das heißt, die allermeisten Wasserstoffatome tragen nicht zur Entstehung der Balmerserie bei. Mit zunehmender Temperatur kann also ein Atom in immer höhere Zustände angeregt werden, bis schließlich das Elektron ganz vom restlichen Atom abgetrennt wird. Man bezeichnet dann das Atom als „ionisiert“. Die Minimum-Energie, die nötig ist, um ein Atom vom Grundzustand aus zu ionisieren, nennt man „Ionisationsenergie“. Die Ionisationsenergien sind für verschiedene Atomarten verschieden.

Die Energieniveaus eines Ions unterschieden sich völlig von denen eines neutralen Atoms, das heißt, in jedem Ionisationszustand existieren spezifische Niveaus, die dann bei entsprechenden Übergängen der verbliebenen Elektronen Spektrallinien ergeben, die für die betreffende Ionensorte charakteristisch sind.

Einschub:

Die Entstehung der Absorptionslinien

Das sichtbare Sternenlicht hat seinen Ursprung in der heißen Photosphäre. Wird es im Spektroskop zerlegt, so entsteht ein kontinuierliches Spektrum. Nun liegt aber über der Photosphäre noch die kühlere Chromosphäre. Trifft die Strahlung der Photosphäre auf die Atome der Chromosphärengase, so können diese in den angeregten Z-zustand übergehen und Energie aus der Strahlung der Photosphäre absorbieren. Da ein bestimmter Elektronensprung aber nur bei einer ganz bestimmten Energiezufuhr stattfinden kann, werden aus der Photosphären-Strahlung genau diejenigen Frequenzen absorbiert, deren zugeordnete Energien erlaubten Elektronensprüngen entsprechen. Infolge der Rücksprünge der Elektronen emittieren die Chromosphärenatome die aufgenommene Energie zwar wieder, die Reemission erfolgt jedoch nicht in eine bevorzugte Richtung. Die auf der Erde gemessene Intensität einer von der Photosphäre emittierten Strahlung wird somit erheblich verringert, wenn die ihrer Frequenz entsprechende Energie gerade einem möglichen Elektronensprung von Chromosphärenatomen entspricht. Im kontinuierlichen Spektrum des Photosphärenlichts tritt bei diesen Frequenzen daher ein dunkler Bereich, eine Absorptionslinie, auf.

Prinzip: In der Spektroskopie wird das Licht eines leuchtenden Körpers in seine Farbkomponenten zerlegt, oder, exakt formuliert, die Intensität der Strahlung in Abhängigkeit von ihrer Wellenlänge gemessen.

Mit Hilfe eines Spektroskops wird das Licht spektral zerlegt und das Spektrum beobachtet.

DD: Spektroskop-Spektrograph

Der wesentliche Bestandteil eines Spektralapparates ist ein dispergierendes Element. Einfallendes Licht verläßt dieses separiert, gemäß seiner verschiedenen Wellenlängen in verschiedenen Richtungen. Gewöhnlich werden Prismen und verschiedene Typen von Gittern dazu verwendet.

Prisma – Prinzip der Brechung

Gitter – Prinzip der Beugung

Das Prisma

Ein Prisma hat die Form eines dreieckigen Glasblockes.

Trifft Licht schräg auf eine Glasfläche, so erfährt es wegen der unterschiedlichen Ausbreitungsgeschwindigkeit in Luft und Medium eine Richtungsänderung – es wird gebrochen. Beim Durchgang durch ein Prisma sind also zwei solche Richtungsänderungen vorhanden. Da der Brechungsindex wellenlängenabhängig ist (n rot < n blau), wird blaues Licht mehr abgelenkt als rotes. Die Änderung des Ablenkwinkels mit der Wellenlänge bezeichnet man als die Winkeldispersion des Prismas. Sie ist wie der Brechungsindex eine Materialeigenschaft.

Es nimmt die Winkeldispersion bei vorgegebenem Prisma zu, wenn man keinen symetrischen Durchgang wählt. Das hat aber den Nachteil, daß sich dann die Abbildungsqualität verschlechtert und das Auflösungsvermögen verringert wird.

Möchte man bei geringer Ablenkung eine möglichst große Dispersion erreichen, so verwendet man ein geradsichtiges Prisma, das gewöhnlich aus drei oder fünf Prismen, jeweils mit entgegengesetzter Orientierung und unterschiedlichem Brechungsindex, zusammengesetzt ist.

Das Beugungsgitter

Unter einem Beugungsgitter versteht man eine große Anzahl feiner Furchen, die mit jeweils gleichem Abstand parallel auf einer ebenen oder konkaven Oberfläche (z.B. Glas) eingeritzt sind (etwa 100 bis 4000 Linien pro mm). Den Abstand zweier Furchen beziehungsweise unverletzter Streifen bezeichnet man dabei als Gitterkonstante. Man unterscheidet zwischen Durchlaß- und Reflexions-Gitter; für die Theorie ist es gleichgültig, welcher Gittertyp betrachtet wird. Trifft nun auf ein solches Gitter paralleles Licht, so wirken die unverletzten Streifen zwischen den Furchen als lichtdurchlässige beziehungsweise reflektierende beugende Streifen. Durch das Zusammenwirken vieler solche Spalte wird das Licht einer bestimmten Wellenlänge nur in ganz bestimmte Richtungen durch Interferenz verstärkt. Es resultieren dabei mehrere Spektren derselben Lichtquelle.

Man erhält bei Verwendung von weißem, das heißt mehrfarbigem, Licht eine Trennung nach Wellenlängen, das heißt Farben. Im Unterschied zum Prisma ist die Ablenkung direkt proportional zur Wellenlänge (sog. Normalspektrum), für rotes Licht also stärker als für blaues.

Die Winkeldispersion ist wellenlängenunabhängig und ist umso größer, je höher die Ordnung, in der man beobachtet, und je kleiner die Gitterkonstante. In jeder Ordnung entsteht ein ganzes Spektrum mit praktisch konstanter Dispersion, wobei aber mit zunehmender Ordnungszahl eine immer größere Überlappung eintritt. Um das hohe Auflösungsvermögen des Gitters dennoch ausnutzen zu können, kann man eine Vorzerlegung des interessierenden Spektralbereichs mit einem Prisma oder Filter vornehmen. In der Praxis begnügt man sich meist mit der 1. oder 2. Ordnung.

Theoretisch sollte die Intensität des Spektrums mit zunehmender Ordnung geringer werden. Dies ist aber nicht bei jedem Gitter der Fall und hängt von der Form der eingeritzten Furchen ab. Durch geeignete Formgebung kann man sogar erreichen, daß fast die gesamte Intensität (wie beim Prisma) in einer Richtung, das heißt also in einem Spektrum bestimmter Ordnung erscheint und so zusätzlich noch ein hohes Auflösungsvermögen vorliegt. Ein solches Gitter bezeichnet man als Blaze-Gitter.

Die spaltlose Anordnung

Den einfachsten Spektralapparat, das Objektivprisma, erhält man, indem vor das Objektiv eines Teleskops am Tubusende ein Prisma mit kleinem brechenden Winkel montiert wird. Der große Vorteil der Anordnung liegt darin, daß gleichzeitig die Spektren aller Objekte im Gesichtsfeld erhalten werden können, wenn das Prisma das gesamte Objektiv abdeckt. Die einzelnen Spektren können sich aber im ungünstigen Falle überlagern.

Die Verwendung eines Objektivgitters ist wegen der schwachen Intensität der Beugungsbilder normalerweise nur in Kombination mit einem Objektivprisma üblich.

Die Anordnung mit Spalt Etwas aufwendiger, aber in vieler Hinsicht vorteilhafter, ist die Anordnung mit Spalt. Im Brennpunkt des Fernrohrobjektivs befindet sich der Spalt, auf den das Seeing- beziehungsweise Beugungs-Scheibchen des zu beobachtenden Objektes abgebildet wird. Sie erzeugen aber nur das Spektrum desjenigen Objekts, mit dem der Spalt ausgeleuchtet wird. Der Kollimator sorgt dafür, daß das Licht parallel auf das dispergierende Element fällt, das aus einem Gitter oder einem oder auch mehreren Prismen bestehen kann. Der Spalt muß dabei senkrecht zur Dispersionsrichtung orientiert sein. Die Spaltbreite hat entscheidenden Einfluß auf die Qualität des erhaltenen Spektrums. Die Spaltbreite sollte einerseits wegen der besseren Auflösung möglichst klein, andererseits aber so groß sein, daß das Seeing-Scheibchen im Spalt verschwindet. Die Kameralinse schließlich bildet das spektral zerlegte Licht in der Kamera-Brennebene ab. Der Spektralapparat ist an das Teleskop angepaßt, wenn das dispergierende Element optimal ausgeleuchtet ist.

Strahlungsempfänger

Je nachdem, mit welchem Detektor das Spektrum aufgenommen wird, tragen die einzelnen Spektralapparate unterschiedliche Bezeichnungen:

Spektroskop

Spektrometer

Spektrographen (Film, CCD)

Josef von Frauenhofer

J.v.Frauenhofer veröffentlichte 1817 seine Resultate über die Spektralanalyse der Sonne. Er verzeichnete mehr als 500 Linien und bezeichnete die Auffälligsten mit den Buchstaben A bis K, von rot nach blau fortschreitend. Die Buchstaben haben keinen Bezug zu chemischen Symbolen oder zu den Bezeichnungen der modernen Spektralklassen.

Die Original-Linien waren folgende:

A 759.4 Molekularer Sauerstoff in der Erdatmosphäre (O 2)

A 716.5 Wasserdampf in der Erdatmosphäre

B 686.7 Molekularer Sauerstoff in der Erdatmosphäre

C 656.3 H Alpha

D1 589.6 Natrium (Na I)

D2 589.0 Natrium (Na I)

E1 527.0 Eisen (Fe I)

Eb 518.3-516.8 Magnesium (Mg I)

F 486.1 H Beta G 430.8 Mischung von Banden von Methan und Eisen

H 396.8 Ionisiertes Calcium (Ca II)

K 393.3 Ionisiertes Calcium (Ca II)

Heute werden nur mehr die D-Linie, die G-Bande und die H- und K-Linie verwendet. Man sieht, daß die Wasserstoff-Linien praktisch in allen Spektren vorhanden sind. Es ist daher nicht verwunderlich, daß bei der ersten großen Spektralanalyse diese Linien als Hauptkriterium herangezogen wurden. Zumal damals die Ursachen in den Unterschieden der verschiedenen Spektren noch nicht bekannt waren.

The Henry Draper Catalog – 1918

Astronomen am Harvard Observatory begannen 1886 ein großes Programm der Spektralanalyse. Dieses Projekt dauerte über 40 Jahre. In frühen Stadien des Programms waren 16 Klassen bekannt, basierend auf der relativen Stärke der Wasserstoff-Linien und einiger anderer leicht erkennbarer Merkmale. Diese Klassen wurden mit den Buchstaben A, B, C, usw. benannt; beginnend bei Sternspektren mit den auffälligsten Wasserstofflinien in ihren Spektren. Es gab die Gruppen A bis Q. Nach kurzer Zeit war eine Neuordnung dieser anfangs alphabetischen Ordnung notwendig. Die Sternfarbe wurde als Indikator für die Temperatur der Sterne herausgefunden, und man ordnete die Sterne: blau-weiß-gelb-orange-rot.

Die gesamte Sequenz wurde daher umgestellt, einige Klassen fallengelassen, und erhielt die neue Ordnung OBAFGKM. Man bemerkte dabei eine stetige Zu- und Abnahme der Stärke der Spektrallinien im Verlauf dieser Sequenz von O nach M. Es mussten bei den einzelnen Klassen weitere Unterteilungen durchgeführt werden, von 0 bis 9. Die entgültige Fassung beinhaltete 359 082 Spektralklassifikationen. Das Resultat erschien als Henry Draper Catalog (HDC. Der Wert des HDC für die Astronomie ist als unschätzbar anzusehen. Im Katalog sind die Sterne fortlaufend mit steigender Rektaszension numeriert (HDxxxx). Noch vor der Veröffentlichung des Kataloges wurde erkannt, daß die Harvard-Sequenz eine Temperatur-Sequenz darstellt, basierend auf der Basis der Farbe. Die Beziehung zwischen Temperatur und Erscheinungsform des Spektrums war noch nicht offenbar, bis man einen Zusammenhang zwischen der Temperatur und dem Erregungszustand der Atome fand, der deutliche Auswirkungen auf die Stärke der einzelnen Linien hatte. Da die unterschiedlichen Atome bei unterschiedlichen Temperaturen ionisieren, erscheint die maximale Linienstärke in den verschiedenen Klassen bei verschiedenen Elementen.

Grundzüge der Klassifikation

Am Anfang steht das Anzeigen und Identifizieren der auffälligen Merkmale, die als Schlüssel zum Klassifikations-Schema dienen.

Danach geht man daran, die einzelnen Linien als Anzeige für die sieben Klassen zu nehmen. Zuerst wird eine anfängliche Einteilung der Spektren in zwei Gruppen durchgeführt, basierend auf den Wasserstoff-Linien. Bei den Klassen B-A-F sind die Wasserstoff-Linien stärker als die anderen Linien, bei den Klassen G-K-M sind die Wasserstoff-Linien nicht die stärksten.

In der ersten Gruppe kann man die B-Sterne am Vorhandensein der Helium-Linien erkennen. Sind keine Helium-Linien vorhanden, handelt es sich um Klasse A oder F. Bei den A-Sternen ist das G-Band nicht zu sehen, und die Calcium-Linie bei 4227 ist sehr schwach oder unsichtbar. Weiters ist die Kombination von H und die Frauenhofer-H-Linie stärker als die K-Linie. Die Spektren der O-Sterne unterscheiden sich darin, daß die Wasserstoff-Linien bei den O-Sternen schwächer und die Linien des ionisierten Heliums stärker sind als bei den B-Sternen.

In der zweiten Gruppe sind die H- und K-Linien immer auffällig, und man sieht auf die Linie des neutralen Calciums bei 4227. Bei einem G-Stern ist die Stärke der 4227-Linie vergleichbar mit der H-Linie bei 4340. Bei den K- und M-Sternen ist die Calcium-Linie deutlich stärker als die Linien des Wasserstoffs. Der Unterschied zwischen K und M liegt in der An- oder Abwesenheit der Titaniumoxid-Banden.

Eine weitere Unterteilung in die Untergruppen erfordert eine genauere Untersuchung der Merkmale. Praxis und Erfahrung sind notwendig für die Entwicklung einer richtigen Sachkenntnis bei dieser Tätigkeit.

Es muß erwähnt werden, daß bei Spektren aus Objektivprismen oder -gittern weniger Details gewonnen werden können als aus Schlitz-Spektren.

Helligkeitsklassen-Klassifikation

Detaillierte Betrachtung der Sternspektren kann auch die absoluten Helligkeiten der Sterne enthüllen. Die moderne Bezeichnung der Spektraltypen beinhaltet auch eine römische Zahl, um diese zu spezifizieren.

Folgende sechs Klassen sind beschrieben:

0 Extreme Superriesen

Ia Hellste Superriesen

Ib Weniger helle Superriesen

II Helle Riesen

III Normale Riesen

IV Unter-Riesen

V Hauptreihen-Sterne

Die Lage dieser Klassen im HR-Diagramm kann angegeben werden.

Die Wahl der Helligkeitsklasse basiert auf Unterschieden in zwei Kriterien, einerseits auf der Breite der Linien und andererseits auf der Stärke der Linien bestimmter ionisierter Atome. Die Linien in den Spektren der hellsten Sterne sind schmaler und schärfer definiert als bei den Sternen der Hauptreihe. Zusätzlich sind die Linien von ionisierten Atomen in den Spektren der Riesen stärker.

Diese Klassen sind im MKK-Atlas verzeichnet.

Andere Spektraltypen

Die weitaus meisten Spektren lassen sich in die vorangegangene Spektralklassifikation einordnen. Es gibt eine geringe Anzahl von Sternen, die nicht in dieses Schema passen.

Es sind dies folgende Sterne:

W, die Wolf-Rayet-Sterne (WC und WN)

C, die Kohlenstoff-Sterne

S, die Zirkonium-Sterne

Kurz nach dem Bekanntwerden der Spektralklassifikation begann man in Astronomenkreisen zu spekulieren, daß die Erscheinung des Spektrums irgendwie ein Anzeichen für das Entwicklungsstadium eines Sterns ist. Diese Spekulationen erwiesen sich als verfrüht, da noch niemand die vollständige Botschaft eines Spektrums verstand. Dies führte zur Einführung der Begriffe „frühe“ Klassen für O-B und „späte“ Klassen für K-M.

Sternspektren

Neben der Verschiebung des Maximums der Energieabstrahlung zeigen vor allem die Absorptionslinien in den Spektren der Sterne erhebliche Unterschiede in ihrer Anzahl, Intensität und Position. Da die Verschiebung des Maximums schwieriger zu bestimmen ist, liegt es nahe, Sterne nach gewissen Merkmalen ihrer Spektralklassen zu klassifizieren.

Man mag sich wundern, daß überhaupt dunkle Linien im Sternspektrum zu sehen sind, denn jedes angeregte Atom gibt ja nach einer normalerweise sehr kurzen Zeitspanne die absorbierte Energie wieder ab. Diese spontane Reemission geschieht aber für verschiedene Atome in dieser Situation isotrop nach allen Richtungen, also nur zu einem gewissen Teil in Richtung Beobachter. Es tritt also in jedem Falle als Nettoeffekt eine Schwächung im Kontinuum bei der Absorptionswellenlänge auft, nämlich eine „dunkle Linie“. Temperatur, chemische Zusammensetzung und in weit geringerem Maße der Gasdruck der Sternatmosphäre sind die entscheidenen Faktoren, die das Aussehen des Sternspektrums bestimmen. Da die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre aller Sterne in etwa die gleiche ist, so bleibt zunächst als bestimmende Größe die Oberflächentemperatur.

O – B – A – F – G – K – M

Merksatz: „oh, be a fine girl, kiss me, (right now sweetheart)“

Das Wesen dieser rein phänomenologischen Ordnung besteht darin, daß die Stärke dieser Absorptionslinien durch die Typenfolge hindurch systematisch variiert, indem sie zunächst zunimmt und nach Erreichen des Maximums wieder abnimmt oder einfach nur ständig ab- bzw. zunimmt.

Diese Unterteilung in 7 Klassen ist jedoch für eine genauere Klassifikation zu ungenau. Zur Verfeinerung wird noch jede Klasse dezimal unterteilt, z.B. von A 0 bis A 9.

Das Resultat der ersten systematischen Durchmusterung war der Henry Draper Catalogue des Harvard College Observatory, die Bibel der frühen Spektroskopie.

Da man diese Temperatursequenz früher als Entwicklungsfolge ansah, ist historisch bedingt auch die Bezeichnung der heißen Sterne O, B, A als „frühe“ und die der kühlen Sterne K, M als „späte“ Spektralklassen. Sie hat natürlich nichts mit dem Alter dieser Sterne zu tun.

Beim Übergang von O zu M verschiebt sich im Kontinuum die maximale Intensität von kurzen zu immer längeren Wellenlängen, die Sternfarbe ändert sich entsprechend vom blau zu weiß zu gelb zu orange zu rot.

Dabei steigt, als auffälligste Änderung des Linienspektrums, die Zahl der Absorptionslinien von sehr wenigen bei frühen Typen bis zu einer fast unübersehbaren Fülle, die bei späten Typen teilweise kaum noch das Kontinuum erkennen läßt. Auch Art und Stärke der Linien verschieben sich systematisch.

Die wichtigsten spektralen Unterscheidungsmerkmale und die dazugehörigen Oberflächentemperaturen sind hier zusammengefaßt:

Die Spektralklassen

Klasse O

• Spektren: He II, He I
• Farbe: blau
• Farbindex: -0,3
• Temperatur: 28 000 – 50 000
• Beispiele: Chi Per, EpsilonOri

Klasse B

Spektren: He I, H

• Farbe: blau-weiß
• Farbindex: -0,2
• Temperatur: 9 900 – 28 000
• Beispiele: Rigel, Spica

Klasse A

• Spektren: H
• Farbe: weiß
• Farbindex: 0,0
• Temperatur: 7 400 – 9 900
• Beispiele: Wega, Sirius

Klasse F

• Spektren: Metalle, H
• Farbe: gelb-weiß
• Farbindex: 0,3
• Temperatur: 6 000 – 7 400
• Beispiele: Procyon

Klasse G

• Spektren: Ca II, Metalle
• Farbe: gelb
• Farbindex: 0,7
• Temperatur: 4 900 – 6 000
• Beispiele: Sonne, Alpha CenA

Klasse K

• Spektren: Ca II, Ca I, andere
• Farbe: orange
• Farbindex: 1,2
• Temperatur: 3 500 – 4 900
• Beispiele: Arktur

Klasse M

• Spektren: TiO, andere Moleküle, Ca I
• Farbe: orange-rot
• Farbindex: 1,4
• Temperatur: 2 000 – 3 500
• Beispiele: Beteigeuze

Die Spektren der Sterne lassen eine große Vielfalt verschiedener Arten erkennen. Zwar ist ein Kontinuum allen gemeinsam, das aber von einer unterschiedlich großen Zahl dunkler Linien (Frauenhofersche Linien) durchsetzt sind. Dies sind Absorptionslinien, die in den Photosphären der Sterne dadurch entstehen, daß neutrale Atome wie auch die verschiedensten Ionen bestimmte Wellenlängen aus dem Kontinuum der Sternstrahlung herausfiltern. In seltenen Fällen treten auch Emissionslinien in Erscheinung, deren Intensität die des benachbarten Kontinuums bei weitem übertreffen kann.

WICHTIG: Die Unterschiede in den Spektren sind nicht auf unterschiedliche chemische Zusammensetzung zurückzuführen.

Die Bestimmung des Spektraltyps eines Sterns ist weder von seiner Entfernung noch von der Extinktion zwischen ihm und der Erde abhängig. Im Gegensatz zu seiner scheinbaren Helligkeit wie auch zu seinem Farbindex ist daher der Spektraltyp ein Parameter, der ausschließlich durch die Eigenschaften des Sterns bestimmt ist.

Klassifizierung

Zur Klassifizierung von Sternspektren reicht eine verhältnismäßig geringe Dispersion aus, so wie man sie gewöhnlich bei Objektivprismen-Aufnahmen erhält. Zuerst muß man sich mit dem Aussehen von Sternspektren vertraut machen. Mit Hilfe der bekannten starken Balmer-Linien kann die Bestimmung der Dispersionskurve erfolgen, die die Beziehung zwischen der Wellenlänge einer Linie und ihrer Lage im Spektrum angibt und ja beim Prisma stark wellenlängenabhängig ist. Liegt die Dispersionskurve fest, kann man auch schwächere Linien unter Heranzieheung von Tafeln identifizieren. Durch Vergleich der Linienstärken mit denen von Standardsternen, kann dann bei den zu untersuchenden Sternen die Klassifizierung nach Typ und eventuell Leuchtkraftklasse vorgenommen werden.

Allgemein gilt, daß der Spektraltyp eines Sterns mit relativ geringem Aufwand bestimmt werden kann, während die Ableitung seiner Leuchtkraftklasse wesentlich schwieriger ist.

Man begnügt sich damit, zunächst nur wenige Eichsterne möglichst genau zu klassifizieren. Als Resultat davon gibt es Atlanten mit Standardspektren aller Spektral- und Leuchtkraft-Klassen. Irgendein anderes Sternspektrum wird dann einfach durch einen visuellen Vergleich mit diesen Standardspektren klassifiziert. Diese visuelle Klassifizierung hat eine Genauigkeit von etwa einem Zehntel Spektraltyp. Für gröbere Klassifikationen sind erstaunlich wenige Merkmale zu beachten. Solche einfachen Merkmale lassen sich bei einiger Erfahrung selbst an sehr kleinen Spektren durch Augenschein beurteilen, man kommt daher mit relativ sehr geringer Dispersion aus.

Für die grobe Klassifikation ganzer Sternfelder reichen schon Objektiv-Prismen-(Gitter-)-Aufnahmen aus.

Eine weitere Methode zur Klassifikation geht über die Messung des sog. Balmer-Sprunges.

Magnetfeld

Prinzipiell lassen sich Stellare Magnetfelder durch den Zeeman-Effekt messen. Dieser besteht in der Aufspaltung einer Spektrallinie, wenn sich die strahlende oder absorbierende Materie in einem Magnetfeld befindet. Ursache hierfür ist, daß ein Magnet atomare Energieniveaus in jeweils mehrere Komponenten aufspalten kann, so daß Übergänge mit etwas verschiedenen Frequenzen möglich werden. Bei den meisten Sternen sind Messungen unmöglich, da die sowieso schon ziemlich breiten Linien durch die schwachen Magnetfelder nur unwesentlich verbreitert werden. Messen kann man den Zeeman-Effekt nur bei Sternen mit relativ sehr scharfen Linien und sehr starken Feldern. Selbst dann ist der Effekt nicht groß genug, um die Spektrallinien im Sternspektrum vollständig aufzuspalten, er verbreitert sie nur.

Analyse von hochauflösenden Spektren

Definition eines hochauflösenden Spektrums: 10 A oder 1 nm pro mm oder weniger.

Mittel zum Gewinn dieser Spektren: Gitter mit vielen dichten Linien, Kamera mit langer Brennweite, spezielle Spektrographenkonstruktion

M-Sterne – Vertreter: Alpha Ori-Beteigeuze, Alpha Sco-Antares, o Cet-Mira, Barnard´s Stern

Die hellsten sind 50-milliardenmal leuchtkräftiger als die schwächsten

Alle sichtbaren Sterne dieser Gruppe sind Riesen oder Überriesen

Es ist kein roter Zwerg ohne Teleskop sichtbar

Das Spektrum enthält extrem viele Linien

Das Spektrum ist durch Molekül-Linien charakterisiert

Untergruppe Kohlenstoffsterne (C-Sterne) mit extrem komplexen Spektren

Assoziierte Untergruppen C-R-N-S

Maximum der Abstrahlung im Infrarot-Bereich

Die häufigsten Sterne im Universum sind die M-Zwerg-Sterne

Rote Riesen sind langperiodische Veränderliche

Ein Teil der Roten Zwerge sind UV-Ceti-Sterne (Flare-Sterne)

Open-end-Sequenz

K-Sterne – Vertreter: Alpha Boo-Arkturus, Beta Gem-Pollux, Alpha UMa-Dubhe, Beta UMi-Kochab, Alpha -Tau-Aldebaran, 61Cygni, Alpha CenB

Die K-Riesen sind kleiner als die M-Riesen

Die K-Zwerge sind größer als die M-Zwerge

Einige K-Zwerge sind mit freiem Auge sichtbar

T-Tauri-Sterne über der Hauptreihe

Weiße Zwerge

G-Sterne – Vertreter: Sonne, Alpha Aur-Capella, Alpha CenA

Das Sonnenspektrum ist das am besten untersuchte Sternspektrum

• RS-CVn-Sterne
• RV-Tauri-Sterne
• SRd-Sterne

F-Sterne – Vertreter: Beta CMa-Murzim, Alpha CMi-Procyon, Alpha Car-Canopus, Alpha UMi-Polaris, Rho Cas, Alpha Hya, RCrB, Eta Car (früher!!!)

• Hertzsprung-Lücke
• Instabilitätsstreifen
• Delta Cep-Sterne (Cepheiden)
• RR-Lyr-Sterne (Haufen-Veränderliche)
• Delta Scu-Sterne (Zwerg-Cepheiden)
• Weiße Zwerge

A-Sterne – Vertreter: Alpha Lyr-Vega, Alpha Gem-Kastor, Alpha CMa-Sirius, Alpha PsA-Fomalhaut, Alpha Aqu-Altair, Beta+Gamma+Delta+Epsilon+Zeta UMa, Alpha CrB, Alpha Cyg-Deneb, Alpha Oph-Rasalhague, Gamma Boo, Beta Eri

Die Wasserstoff-Linien sind am stärksten ausgeprägt

• Peculiar A- oder Ap-Sterne
• Weiße Zwerge – klassische Spektralgruppe
• Magnetische Sterne

B-Sterne – Vertreter: Alpha Leo-Regulus, Alpha Vir-Spica, Alpha Eri-Achernar, Alpha Cru, Beta Cru, Supernova1987A-LMC, „Skorpion-Scheren-Sterne, alle 7 Plejaden-Sterne

Beziehung zwischen B-Sternen und der Milchstraßenebene

• Junge Sterne
• OB-Assoziationen
• Breitestes Temperaturspektrum (10 000 K – 30 000 K)
• Unterteilung der Dezimalgruppen in Subdezimalgruppen
• Maximum der Abstrahlung im Ultraviolett-Bereich
• Magnetische Sterne
• Hg-Mn-Sterne
• Be- und Hüllen-Sterne
• Sterne mit nicht-radialer Pulsation
• PCyg-Sterne
• Beta CMa-Beta Cep-Sterne
• Assoziation mit Reflexionsnebeln
• ZZCet-Sterne

O-Sterne – Vertreter: Delta + Zeta Ori-Gürtelsterne, Zeta Pup, Gamma 2Vel, XI Per, Theta 1OriC-Trapezium

Beziehung zwischen O-Sternen und der Milchstraßenebene

• Sehr junge Sterne
• O- oder OB-Assoziationen
• Assoziation mit H II -Regionen
• Die heißesten-blauesten-hellsten-massivsten-seltensten Sterne
• Wolf-Rayet-Sterne (WC – WN)
• Wolf-Rayet-O-Stern-Zwischenklassen (OC – ON)
• Maximum der Abstrahlung im Ultraviolett-Bereich
• Mehrzahl der Supernova-Sterne
• Emissions-Linien
• Open-end-Sequenz