Klassifizierung der Sterne

Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.

MK- und Yerkes-Klassifikation

Die MK-Klassifikation – nach den Anfangsbuchstaben der Nachnamen von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan, die das System zuerst entwickelten^[1] – auch Yerkes-Klassifikation – nach dem Yerkes-Observatorium, an dem beide arbeiteten – und als MKK-System bezeichnet, wurde 1943 von William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kellman eingeführt.

Dabei handelt es sich um ein zweiteiliges Klassifikationsschema, welches sich aus Spektraltypen und der Leuchtkraftklassen zusammensetzt. Die beiden Teile, vor allem die Spektraltypen, können auch einzeln zur Klassifikation von Sternen eingesetzt werden. Die Spektraltypen können durch Analyse der Spektren der Sterne oder mit fotometrischen Mitteln zugewiesen werden.

Spektraltypen durch Spektren

Die Spektralklassen repräsentieren verschiedene Bereiche von Oberflächentemperaturen. Die Klassifikation erfolgt aufgrund von Spektrallinien (Absorptions- und Emissionslinien) in den Spektren der Sterne. Das Vorhandensein von Spektrallinien hängt direkt mit der Oberflächentemperatur eines Sterns zusammen, da je nach Temperaturen verschiedene Elemente ionisiert werden können.

Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)

Die Leuchtkraftklassen sind Ausdruck des Entwicklungszustands von Sternen. Sie werden von bestimmten Eigenschaften der Spektrallinien abgeleitet, namentlich von ihrer Breite und Intensität. Die Einteilung in eine Leuchtkraftklasse hängt eng mit der Leuchtkraft zusammen, leitet sich aber nicht direkt aus der Leuchtkraft ab.

Größenklassen (scheinbare Helligkeit)

Bei der sogenannten „Größenklasse“ (auch „Magnitudo“ genannt) werden Sterne nach ihrer scheinbaren Helligkeit geordnet, die mit bloßem Auge von der Erde aus zu sehen sind. Dies ist die älteste Art, Sterne zu ordnen. Mit dieser Klassifizierung kann bestimmt werden, wie leicht oder schwer Sterne und andere nicht selbstleuchtende Objekte beobachtet werden können. Da die scheinbare Helligkeit im Wesentlichen aber von der Entfernung des Sterns abhängt, ist sie für astrophysikalische Zwecke ungeeignet.

Populationen (Metallhäufigkeit)

Mit Hilfe der Metallhäufigkeit ordnet man Sterne außerdem in Populationen, was Rückschlüsse auf dessen Alter ermöglicht. Populationen entsprechen grob der Entstehungszeit eines Sterns, da sich die Metalle im Laufe der Nukleosynthese in Galaxien stets weiter anreichern. In anderen Galaxien als der Milchstraße können solche Populationen anders definiert sein als in der Milchstraße, zum Beispiel sind in den Magellanschen Wolken alle Sterne metallarm, verglichen mit den Sternen in der Milchstraße. Dabei werden die Sterne wie in der folgenden Tabelle grob geordnet.

Klasse	Zuordnung
Extreme Population I	Metallreiche neu entstandene Sterne
Population I	Sterne mit solarer Metallhäufigkeit, typischerweise einige Milliarden Jahre alt
Population II	Sterne mit geringer Metallhäufigkeit, aus der Entstehungszeit der Milchstraße.
Population III	Postulierte Population von Sternen ohne Metalle, aus der Anfangszeit des Universums. Obwohl es offensichtlich Sterne der Population III gegeben haben muss, werden heute keine solchen Sterne beobachtet. Daraus schließt man, dass die Population III nur aus relativ massereichen und daher kurzlebigen Sternen bestand.

Siehe auch

• Williamina Fleming

Weblinks

• Klassifizierung der Sterne – Artikel bei Raumfahrer.net, vom 12. Oktober 2002

Literatur

• The Classification of Stars (englisch) – Taschenbuch von Jaschek & Jaschek, veröffentlicht von Cambridge University Press, im July 1990; ISBN 0-521-38996-8

Einzelnachweise

1. ↑ Die Entwicklung von Sternen (PPT-Datei, ~ 1,6 MB; HTML-Version) – Seminarvortrag bei der HU-Berlin