Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Grobe Klassifikation von Sternspektren

Transkript

1 Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Grobe Klassifikation von Sternspektren Allgemeines Schon bei der Beobachtung des nächtlichen Sternenhimmels mit bloßem Auge ist zu erkennen, dass die Sterne unterschiedliche Farben haben. Die Farbe eines Sternes ist eine objektiv messbare Größe: Man gibt die Helligkeitsdifferenzen zwischen je zwei festgelegten Wellenlängenbereichen, den sogenannten Farbindex, an. Trägt man die absolute Helligkeit gegen den Farbindex in einem Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) bzw. Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) auf, so zeigt sich, dass nur bestimmte Kombinationen der beiden Größen in der atur vorkommen (Abbildung 1). Abbildung 1: Farben-Helligkeits-Diagramm Farben-Helligkeits-Diagramm eines jungen Sternhaufens. Blaue Sterne stehen links, rote rechts, leuchtkräftige im oberen, schwächere im unteren Bereich. Man erkennt die Hauptreihe und drei Sterne im Gebiet der Riesen. Auf der Ordinate sind die scheinbare und absolute Helligkeit, m V bzw. M V, aufgetragen. Das ist nur deshalb gleichzeitig möglich, weil alle Sterne eines Haufens in etwa gleich weit von der Erde entfernt sind. Theorie Bei der Untersuchung der Sternspektren stellte sich heraus, dass Sterne mit gleichem Farbindex in aller Regel sehr ähnliche Spektren zeigen und sich daher auch in einem ähnlichen physikalischen Zustand befinden. Die große Mehrheit der Sterne lässt sich zwanglos in eine einparametrige

2 Sequenz einordnen, die um 1880 von E.C. Pickering und A. Cannon eingeführt wurde (Harvard- Klassifikation). Man unterscheidet die Spektralklassen O-B-A-F-G-K-M-(R-) (Merkspruch: O Be A Fine Girl Kiss Me (Right ow)), wobei die ebenklassen R, hier nicht weiter von Interesse sind. Blaue Sterne gehören zu den frühen Typen O und B, gelbe Sterne zu den Typen F und G, und rötliche Sterne zu den späten Typen K und M. Aus den im Spektrum auftretenden Absorptionslinien kann man schließen, dass es sich bei den Spektralklassen um eine Temperatursequenz handelt: Sterne vom Typ O sind mit über K Oberflächentemperatur die heissesten, solche vom Typ M mit 3000 K Oberflächentemperatur die kühlsten. W.W. Morgan und P.C. Keenan haben das Harvard-Klassifikationsschema erweitert und das zweidimensionale MK- bzw. Yerkes-System entwickelt, in dem sie neben der Harvard-Spektralklasse noch eine Leuchtkraftklasse einführten, die eine Unterscheidung zwischen Hauptreihensternen und Riesen gestattet (Abbildung 2, Tabelle 1). Die Kenntnis des Spektraltyps mit Leuchtkraftklasse ermöglicht unter Berücksichtigung weiterer fundamentaler Forschungsergebnisse der Astrophysik die größenordnungsmäßige Abschätzung wichtiger physikalischer Parameter, die den Stern charakterisieren, z.b. Radius, Temperatur, Leuchtkraft, Masse, Alter, usw. Abbildung 2: Hertzsprung-Russell-Diagramm Auf der Ordinate ist rechts die absolute Helligkeit, links der Logarithmus des Verhältnisse L / L aufgetragen. Entnommen aus R.F. Jameson, S.T. Hodgkin, Contemporary Physics, 1997, volume 38, number 6, pages

3 Die Harvard-Spektralsequenz In diesem Abschnitt wird ein kurzer Überblick über die wichtigsten Klassifikationskriterien der Harvard-Sequenz gegeben, anhand derer die Einordnung der zu untersuchenden Spektren möglich sein sollte. Zur Verfeinerung unterteilt man jede Spektralklasse in die Untertypen 0 bis 9; es sind aber nicht alle Untertypen gebräuchlich. Bei den O-Sternen beginnt die Klassifikation mit O5. Als Klassifikationskriterien dienen bestimmte Spektrallinien, die bei den einzelnen Spektraltypen in unterschiedlicher Stärke oder gar nicht zu sehen sind. Zur genauen Einordnung benutzt man die Intensitätsverhältnisse einzelner Linien zuneinandner. Abbildung 3 zeigt ein Spektrum mit einigen der jeweils wichtigen Linien für jeden Spektraltyp. Abbildung 3: Spektrallinien in den Harvard-Spektralklassen 1

4 Die nachfolgenden Klassifikationskriterien sind in keiner Hinsicht vollständig und sollen nur als Anhaltspunkte dienen. Die zu verwendenden Merkmale hängen stark von der Dispersion der zu Verfügung stehenden Spektren ab. Eine ausführlichere Zusammenstellung findet sich in der Beschreibung zum Bonner Spektralatlas (Seitter, 1970). Alle Wellenlängenangaben sind im folgenden in Å (10 10 m) gegeben. Als Hilfestellung für die Klassifikation kann das Flussdiagram in Abbildung 4 verwendet werden. Typ O B A Klassifikationsmerkmale Wegen der großen Oberflächentemperatur dieser Sterne sind alle Elemente mehr oder weniger vollständig ionisiert. Die Linien der Balmerserie des Wasserstoffs sind schwach bis mässig ausgeprägt. Linien neutralen Heliums sind sichtbar (z.b. He I 3820, 4026, 4388, 4471). Es treten schwache Linien ionisierten Heliums auf, die bei den anderen Typen nicht zu finden sind (He II 4200, 4542, 4686). Daneben sind schwache Linien mehrfach ionisierter Elemente (C III, Si V, III, O III) zu sehen. Weitere bedeutende Linien im UV. Gelegentlich Emissionslinien. Diese Sterne sind mit K nicht so heiss wie O-Sterne, weswegen der Ionisationsgrad der Elemente abnimmt. Die Linien der Balmer-Serie des Wasserstoffs werden etwas stärker, He II-Linien sind nicht mehr zu finden. HeI-Linien sind weiterhin vertreten (4026,...). Si III und Si IV in den Typen B0 bis B2. Die Oberflächentemperatur dieser Sterne beträgt etwa K. Die Wasserstofflinien erreichen ihre maximale Stärke, es sind keine HeI-Linien mehr zu sehen. Ca II K 3934 erscheint ab A0 und wird zu A9 hin deutlich stärker, ab etwa A6 ist Ca II K stärker als H γ. Ca II H 3968 wird durch H ɛ überdeckt. Mg II 4481 schwach sichtbar (bei Riesen deutlicher als bei Zwergen). F Oberflächentemperatur 7600 K, die Balmerlinien sind deutlich schwächer als bei A. Ca II H und K sind etwa gleich stark und die stärksten Linien des ganzen Spektrums. Ab etwa F3 erscheint das G-Band (CH-Molekül- und Metalllinien bei 4300) und wird zu F9 stärker. Es tritt eine Vielzahl von schwachen Linien meist neutraler Metalle auf. Bei geringer Dispersion des Spektrographen sind die Linien nicht mehr eindeutig aufzulösen (blends). G Sonnenähnliche Sterne mit Oberflächentemperaturen um 6000 K. Die Linien der Balmerserie werden immer unaufälliger, Ca II H und K sind die stärksten Linien des ganzen Spektrums, Ca II K ist bei Zwergen ein wenig stärker als Ca II H. Das G- Band bei 4300 ist gut ausgeprägt. Ab etwa G5 ist die Linie Ca I 4226 stärker als H δ. besonders im blauen Bereich des Spektrums tritt eine Vielzahl von Metalllinien auf (überwiegend Fe I und i I). Auffällig sind viele dicht beieinander liegende Linien im Bereich 3820 bis K Oberflächentemperatur mit 5000 K kühler als die der Sonne. Spektren haben Ähnlichkeit mit Spektren in Sonnenflecken. Die Wasserstofflinien sind nur noch sehr schwach zu sehen. Ca II H und K dominieren das Spektrum, Ca I 4226 ist ab K3 stärker als das G-Band. Mn I 4031 und 4036 ist sichtbar. Das Mg I Triplett 5167, 5173 und 5184 wird allmählich durch die TiO 5180-Bande ersetzt. Die Typen K6 bis K9 sind ungebräuchlich.

5 M Kühle Sterne mit Oberflächentemperaturen um 3000 K. ach dem Planckschen Strahlungsgesetz ist der UV-Anteil im Spektrum schwach. Die Linien Ca II H und K sind sehr stark ausgeprägt, Ca I 4226 ist als eine starke bis sehr starke Linie zu sehen. Das G-Band zerfällt in mehrere Linien. Untrügliches Kennzeichen für diesen Spektraltyp sind die zahlreich auftretenden starken Banden von TiO (4955, , 5168, , , ,...), die je nach Dispersion mehr oder weniger aufgelöst erscheinen. A0 A5 CaII H und K? nein <1 ja CaII K / Hγ ~1 O,B A5 A9 >1 CaII K / H >1 ~1 F0 F3 nein G Band ja G nein Mn 4031,4036? F3 F9 ja M <1 G Band / TiO 5168 >1 K Abbildung 4: Flussdiagramm zur Bestimmung der Spektralklassen. Das Diagramm ist nur als Hilfestellung gedacht. Die eindeutige Zuordnung zu einem Spektraltyp muss immer auf der achprüfung vieler Kriterien basieren, die im Zeifelsfall der Literatur entommen werden. Vorsicht: Das Kriterium kein Mn I 4031, 4036 G gilt nur für Zwergsterne. Bei G-Riesen sind diese Linien sichtbar.

6 Leuchtkraftklassen Die Einteilung der Sterne und ihrer Spektren nach abnehmender Temperatur wie in der Harvard- Sequenz ist nicht eindeutig, weil es kleinere Sterne (Zwerge) und große Sterne (Riesen) gibt, die zwar die gleiche Oberflächentemperatur haben, sich aber sonst stark unterscheiden (Radius, Masse, Leuchtkraft, Gas- und Elektronendruck an der Oberfläche,...). Diese Unterschiede machen sich bei genauem Hinsehen auch im Spektrum bemerkbar. Tabelle 1: Leuchtkraftklassen I II III IV V Überriesen Helle Riesen ormale Riesen Unterriesen ormale Sterne Wir wollen nun als Beispiel den Einfluss des Elektronendruckes auf den Ionisationsgrad der Atome untersuchen. Beim Spektraltyp M2 (T=3150 K) beträgt der Elektronendruck p e in der Atmosphäre ca. 2.5 bar für einen Zwerg (Leuchtkraftklasse V), für einen Riesen (Leuchtkraftklasse III) jedoch nur 0.1 bar. Betrachten wir nun eine Fe I-Linie mit dem Ionisationspotential χ = 7.86 ev und eine Ca I-Linie mit χ = 6.09 ev. Kennt man noch die Zustandssummen u, so lässt sich mit Hilfe der Saha-Gleichung die Zahl der ionisierten Atome im Verhältnis zur Zahl der neutralen Atome berechnen: log + = 5040 T χ log T log 2u + u log p e. (1) Die Ergebnisse sind in der folgenden Tabelle zusammengestellt: FeI χ = 7.86 ev log 2u + u = 0.40 Zwerg: Riese: + + = = CaI χ = 6.09 ev log 2u + u = 0.44 Zwerg: + = Riese: + = Eisen ist bei Riesen und Zwergen vom Spektraltyp M2 praktisch neutral, Eisenlinien können also zur Unterscheidung in der Größe kaum verwendet werden. Im Gegensatz dazu werden bei Riesen die Ca I-Linien schwächer ausfallen als bei Zwergen, weil Calcium zum großen Teil ionisiert ist (z.b. Ca I 4226). Im folgenden seien beispielhaft einige Kriterien zur Einordnung in Leuchtkraftklassen für die Spektraltypen der Harvard-Klassifikation genannt. Eine ausführliche Beschreibung findet man auf den Blättern L1 bis L32 des Bonner Spektralatlas I. Typ Leuchtkraftklassenkriterium O, B Balmer-Serie bei Riesen etwas schärfer als bei Zwergen (warum?). Unterscheidung i.a. schwierig. A Balmer-Serie bei Riesen deutlich schärfer als bei Zwergen (warum?). Fe II 4173, 4179 in Leuchtkraftklasse I und II sichtbar, in III bis V fehlend. F Metalllinien i.a. bei Riesen deutlicher sichtbar als bei Zwergen (Fe II ).

7 G K M H δ ist bei Riesen deutlich schwächer ausgeprägt als bei Zwergen. H γ und H δ ist bei Riesen etwas deutlicher zu sehen als bei Zwergen (beide Linien sind aber recht schwach!). Ca I 4226 bei Zwergen stärker als bei Riesen. Aufgaben 1. Sieben photographische Sternspektren mit einer Dispersion von 240 Å/mm bei H γ sollen in die Harvard-Spektralsequenz eingeordnet werden. Zur Überprüfung der gefundenen Ergebnisse können Spektren aus einem Spektralatlas mit geringerer Dispersion herangezogen werden. 2. Für die vorgelegten Spektren soll durch Vergleich mit einem Spektralatlas zusätzlich versucht werden, die Leuchtkraftklasse im MK-System zu ermitteln. Literatur 1 : Abbildung 3 entnommen von der Webpage von Prof. A.Harris, Department of Astronomy, University of Maryland. C.Jaschek, M.Jaschek, The classification of Stars, 1987, Cambridge University Press W.W.Morgan, H.A.Abt, J.W.Tapscott, Revised MK Spectral Atlas for Stars earlier than the Sun, 1978, University of Chicago, Kitt Peak O H.Scheffler, H.Elssässer, Physik der Sterne, 1984, BI-Verlag W.C.Seitter, Atlas für Objektivprismenspektren - Bonner Spektralatlas I/II, 1970, Dümmler- Verlag A.Unsöld, B.Baschek, Der neue Kosmsos, 1999, Springer-Verlag (Version: , C.Beck.) Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Schöneckstr. 6, D Freiburg