Sternspektren

updated: 01.06.2021

Warum ?

Die genaue Analyse des von astronomischen Objekten ausgesendeten Lichtes liefert eine Reihe von wertvollen Informationen über die Natur der beobachteten Objekte und über die Umgebungsbedingungen vor Ort. Die im Licht enthaltenen Informationen sind zeitlicher Natur (Lichtkurven), räumlicher (woher kommt das Licht?) oder energetischer (spektraler) Natur. Unter besonderen Umständen kann zudem die Schwingungsebene der Lichtwelle interessant sein (Polarimetrie). Da Licht bis auf wenige Ausnahmen der einzige uns zur Verfügung stehende Informationsträger ist, sind diese vier Informationen die einzigen, die wir zur Verfügung haben um die Vorgänge in unserer kosmischen Nachbarschaft zu rekonstruieren. Auf dieser Seite beschäftige ich mich ein wenig mit dem spektroskopischen Ansatz, insbesondere mit Sternspektren.

Spektralklassen - Oh be a fine girl Kiss me

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Das obige Bild zeigt eine Gegenüberstellung Spektren von Sternen unterschiedlicher Oberflächentemperatur. Die unterste Stern ist der kälteste (M-Stern), der oberste ist der heisseste (B-Stern). Der Merksatz "Oh be a fine Girl Kiss Me" hilft dabei, sich die Reihenfolge der historisch gewachsenen Sternklassifikation zu merken. Während manche Linien mit steigender Temperatur (von unten nach oben) verschwindet, so entstehen andere Linien wiederum erst bei höherer Temperatur. Außerdem gibt es eine Verschiebung des spektralen Maximums von rechts unten (rot) bei den kühleren Sternen nach links oben (blau) bei den heisseren Sternen.

Zoom in die Spektralklassen

Hier ein Zoom in die Spektralklassen, aufgenommen mit dem Echellespektrographen, der in dieser Disziplin seine volle Stärke ausspielen kann. Während in den Datensätzen der gesamte Spektralbereich gleichzeitig abgedeckt wird, kann nach der Bearbeitung mit (überarbeiteten) MIDAS Skripten und der Darstellung mit z.B. Spektrosoft auf Details gezoomt werden, die für die meisten anderen Spektrographen unsichtbar bleiben. Hier eine Studie um die H beta und Natrium - Region.

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Leuchtkraftklassen

Abgesehen vom M-Stern Beteigeuze handelt es bei den im Orion befindlichen Sternen vor allem um junge, heiße B-Sterne. Hier dominieren die Balmerlinien des Wasserstoffs und es werden kaum andere Linien sichtbar. Dafür wird der Einfluss der Leuchtkraftklassen sichtbar der sich maßgeblich in der Druckverbreiterung dieser Linien bemerkbar macht. Drei Sterne aus dem Sternbild des Orion habe ich herausgepickt, um an ihrem Beispiel den Einfluss der Leuchtkraftklassen zu verdeutlichen.

Während sich Sterne der Leuchtkraftklasse V auf der Hauptreihe befinden, besitzen Sterne der Leuchtkraftklasse I oder 0 die größtmögliche Oberfläche und daher die maximale Leuchtkraft. Sie befinden sich weiter oben im Herzsprung - Russel - Diagramm als die Hauptreihensterne besitzen besonders scharfe, detailreiche Linien. Dies liegt daran, dass sich die Materie der lichterzeugenden Regionen weiter weg vom Gravitationszentrum befindet und somit einer geringeren Schwerebeschleunigung ausgesetzt sind. Die meisten Atome besitzen daher eine geringere kinetische Energiedaher auch eine geringere Linienverbreiterung. Umgekehrt besitzen - besonders blaue - Hauptreihensterne der Leuchtkraftklasse V - besonders breiten Linien.

Besondere Sterne

Es gibt zahlreiche besonders interessante Sterne, die nicht durch das Sternenklassifikationsschema ausreichend erfasst werden. Einige werden hier vorgestellt.

P Cygni

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P Cygni ist ein veränderlicher Stern mit einem bemerkenswerten Spektrum. Fast jede helle Emissionslinie besitzt einen "Überschwinger", der durch einen leicht blauverschoben Absorptionsteil hervorgerufen wird. Alle Linien enstehen in der durch Sternwinde ausgestoßenen Materie, und zwar besonders durch Stoßanrgung durch die bei Ionisationsprozessen freigesetzten Elektronen. Durch die in alle Raumrichtungen gleichmäßige Geometrie des Sternenwindes entsteht eine gewisse Linienverbreiterung, da einige Winde auf den Beobachter gerichtet sind und andere vom Beobachter weggerichtet sind. Hier entstehen Blau- und Rotverschiebung gleichermaßen.

Allerdings entfernen nur die direkt vor dem hellen Hintegrund des Sterns befindlichen Winde mehr Photonen aus der Sichtlinie als durch die folgende Abregung hinzugefügt werden. Somit führen die auf uns gerichteten und damit blauverschobendsten Linien nicht zu einer Verbreiterung der Emissionslinien, sondern zu direkt anliegenden Absorptionslinien. Es ist das bekannte P Cygni Profil, das nicht nur bei dem Namensgeber zu finden ist.

Delta Cephei - der Cepheiden-Prototyp

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Delta Cephei ist der Prototyp der pulsationsveränderlichen Cepheiden. Der direkte Zusammenhang zwischen ihrer Pulsationsperiode und ihrer Absoluthelligkeit ließ sie bei der erstmaligen Entfernungsbestimmtung der Andromedagalaxie als ein von unserer Galaxis unabhängiges Spiralsystem eine besondere Rolle spielen ("Die Große Debatte ~ 1920 - 1923"). Spektroskopisch interessant ist delta Cephei, da die Größenänderung seiner Oberfläche auch zu einer Änderung der Spektralklasse führt. Im Fall von Delta Cephei ist es innerhalb von 5,4 Tagen eine vollständige Schwankung zwischen "F5" und "G2" und wieder zurück.

Wie bei allen Pulsationsveränderlichen verändert sich die Sternoberfläche zusammen mit dem Volumen des Sterns aufgrund des instabilen Zusammenspiels zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Ist der Stern komprimiert, absorbiert die dichtere Materie die im Inneren des Sterns erzeugte Strahlung effizienter. Die aufgrund dieses Strahlungsdrucks entstehende Expansion führt jedoch wieder zu einer Verringerung des Absorbtionskoeffizienten, sodaß die Gravitation schließ wieder überwiegt und den Stern erneut komprimiert.

Die prominentesten Linien sind bei Sternen der F und G Klassen die Balmer - Linien sowie das Natrium - Dublett (abgesehen von den ganz rechts tief im Roten befindlichen Tellurischen Linien). Außerdem die Kalzium Doppellinie im blauen Bereich bei ~4740 Angstrom. Bei den niedrigeren Temperaturen kommt hinzu: CH (links markiert) und FeI. Außerdem verschiebt sich das Maximum bei der niedrigeren Temperatur nach rechts in Rote. Die Gesamtintensität trifft hingegen keine Aussage, sondern entsteht lediglich durch die unterschiedlichen Belichtungszeiten.

Swan Banden im C5 Stern VY UMa

VY UMa gehört als C5 - Kohlenstoffstern zu den rotesten Sternen am nördlichen Himmel. Solche Sterne besitzen mehr Kohlenstoff als Sauerstoff. "Normale" Sterne werden aus diesem Grund auch gerne als "Sauerstoffsterne" bezeichnet. Wie an VY UMa schön zu erkennen ist, sind es vor allem die sogenannten Swan-Banden, die Absorptionslinien der sich bei niedrigen Temperaturen in der Sternatmosphäre bildenden C2 und CH Moleküle, die besonders das blaue Licht absorbieren. Somit erscheint der Stern noch viel roter als aufgrund seiner Spektralklassifikation angemessen wäre. Dies zeigt auch der direkte Vergleich mit dem - ebenfalls im großen Bären befindlichen M-Stern μ UMa. Die Swan Banden sind uns übrigens im täglichen Leben aus der blauen Flammenfärbung, von Gasbrennern bekannt. Hier allerdings in Form von leuchtenden Emissionslinien.

Vor den 1960er Jahren wurden diese Sterne als R oder N Sterne klassifiziert und seit Mitte der 1990er Jahren wird zu der oben verwendeten C-Klassifizierung diese Klassifizierung wieder mit aufgeführt. Etwa C-R oder C-N, da man hierdurch etwas detaillierter zwischen den einzelnen Absorbtionsfeatures unterscheiden kann. Zusätzich werden die neuen Klassen C-J, C-H und C-Hd verwendet.

Novae und Supernovae

Hin und wieder zeigen sich "neue Sterne" am Himmel, deren Natur lange Zeit im unklaren war, inzwischen jedoch recht gut verstanden ist. Bei einer Nova führt in gewissen Abständen der Massetransfer von einem Begleitstern auf einen weißen Zwerg zu einer dort erneut einsetzenden Kernfusion. Wenn man sich vor Augen führt, dass ein großteil der Sterne in Doppel- oder Mehrfachsternsystemen gebunden ist, wird deutlich, dass es sich bei diesem Vorgang um gar kein so besonders exotisches Phänomen handelt, wie man auf den ersten Blick vielleicht meinen wü,rde.

Tatsächlich hindern sich Sterne durch den Strahlungsdruck aus ihrem eigenen Inneren im Normalfall selbst daran, "durchzugehen". Im Laufe der Zeit lässt dieser Prozess jedoch nach, die Gravitation obsiegt, und im Inneren entstehen derart hohe Drücke und Temperaturen dass schwere Fusionsprozesse einsetzen können. Der hieraus entstehende Strahlungsdruck ist derart intensiv, dass diese Sterne sich dann wiederum aufblähen. Starke Sternenwinde können dann die äßeren Hüllen sogar abgestoßen so dass oft ein weißer Stern übrig bleibt. Wenn sich die beiden Sterne eines Doppelsternsystems auf unterschiedlichen Entwicklungsstufen befinden, kann die Kombination aus einem dicht beieinander stehendem Weissem Zwerg und einem aufgeblä,hten Roten Riesen dann eine Nova bilden.

Nova Cassiopeiae

Eindrucksvoll das P Cygni - Profil, wie es gerade am Anfang einer Nova durch das mit hoher Geschwindigkeit ausgeworfene Material entsteht. Zu jeder Emissionslinie gibt es unittelbar daneben eine blauverschobene Absorptionslinie. Diese entsteht durch das zum Beobachter mit hoher Geschwindigkeit hin bewegte Material durch Absorbtion des hellen Hintergrundleuchtens der Nova. Emissionslinien hingegen entstehen durch hinausgeschleudertes Material aller sonstigen Richtungen vor dem dunklen Hintergrund des Weltalls. Aufgrund der transversalen Bewegungsrichtung, ist hier im Mittel keine Dopplerverschiebung zu erwarten.

Im März waren es noch die Helium-Linien, welche die dominantesten Nicht-Balmer Linien im Spektrum der Nova darstellten. Im Mai dagegen wurde die Nova deutlich heller und es neue Linien erscheinen! Ich bin ja nun wahrlich kein Nova-Spezialist. Aber es das Auftreten der Helium-Linien deutete zunächst wohl auf den wesentlich selteneren Typ "He/N". Nur die P-Cygni Profile sprachen doch eine andere Sprache, denn beim He/N Typus sollten die Linien Profile derart breit sein, dass keine Absorptionslinien mehr sichtbar sein würden. Aber .. hey .. sind das nun Fe II Linien, die da entstehen? Es scheint, als wandle sich der Typ der Nova zum "Fe II" Typus wandelt.

Nova Delphini

Zu einem wesentlich späteren Zeitpunkt des Ausbruchs habe ich am 14. August 2013 die im Delfin befindliche Nova eingefangen, deren ursächliches Doppelsternsystem bis zu diesem Ausbruch unbekannt war. Insbesondere bei dieser Nova sind sehr starke Balmer-Linien zu erkennen, die blauverschobenen Absorbtionsfeatures sind bereits verschwunden. Obwohl ich gerade diesen ersten, besonders spannenden Zeitpunkt bei der Aufnahme dieses Spektrums verpasst habe, sind doch die Signaturen der Emissionslinien im Spektrum der Nova deutlich erkennbar.

Supernova SN2014J in M82

Als am 4. Februar nach langer Schlechtwetterperiode erstmals der Himmel auch über Frankfurt wieder aufklarte, gab es für den Spektrographen aus meiner Sicht nur ein mögliches Ziel: Die Supernova SN2014J in M82. Obwohl eine der hellsten, weil nächsten Supernovae der vergangenen Jahrzehnte, ist sie für amateurspektroskopische Anwendungen recht dunkel, da das Licht des Spektrums über den gesamten Wellenlängenbereich verteilt werden muss. Um so erfreuter war ich, als die für eine Supernova Typ Ia typischen breiten Absorptionslinien im Spektrum in dem vom Himmelshintergrund bereinigten Sektrum auftauchten. Parallel dazu montiert, gelang eine der ersten Aufnahmen mit dem neuen Apochromaten. Eine gelungene Entschädigung für das schlechte Wetter der vergangenen Wochen!

Bei einer Supernova Typ Ia überschreitet ein von einem massereichen Begleitstern gespeister weisser Zwerg die Chandrasekhar Grenze. Dadurch kommt es nicht mehr zu einer Nova. Vielmehr kollabiert der weisse Zwerg, da ab dieser Massegrenze die üblichen Kräfte versagen, die der Gravitation entgegenwirken. Die Materie entartet und der Zwerg wird mindestens bis zu einem Neutronenstern zusammengedrückt. Da ein weisser Zwerg jedoch ausreichend Kohlenstoff enthält, der unter diesen Bedingungen fusioniert, kommt es zuvor zu einer thermonuklearen Explosion, die den Prozess stoppt und das Doppelsternsystem zerstört. Aus den dabei auftretenden Geschwindigkeiten folgt die grosse Dopplerverbreiterungen der Spektrallinien.

Literatur

C. R. Kitchin, Optical Astronomical Spectroscopy, IOP, 1995




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