Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

~422.6 nm. Drei charakteristische Magnesiumlinien um 528 nm im grünen und zwei ausgeprägte Natriumlinien bei 589 nm im gelben Bereich sind weiterhin in fast jedem Sternspektrum anzutreffen. Darüber hinaus gibt es, je nach Sterntyp, unzählige Linien von diversen anderen Elementen, also weiteren Metallen.
    Zurechtfinden kann man sich in diesem Liniendschungel nur, weil die Spektren der verschiedenen Elemente ausführlich im Labor untersucht wurden. Die Angaben zu vielen tausend Spektrallinien und den atomphysikalischen Details des zugehörigen Übergangs füllen dicke Kataloge und umfangreiche Datenbanken.
    Die physikalischen Bedingungen in der Sternatmosphäre sind entscheidend dafür, ob und in welcher Ausprägung eine Linie im Spektrum erscheint. So hängen die Linienstärken wesentlich von der Temperatur ab. Bei Sternen mit Oberflächentemperaturen um die 10 000 Grad Kelvin sind Wasserstofflinien am stärksten ausgeprägt. Das Umgekehrte gilt für Metalllinien, die so schwach geworden sind, dass sie kaum mehr im Spektrum anzufinden sind. Allerdings tauchen in Spektren von Sternen mit mindestens 10 000 Grad Oberflächentemperatur dafür Heliumlinien auf. Bei kühleren Sternen reicht die Lichtenergie nicht aus, um die Elektronen der Heliumatome in höhere Niveaus zu stupsen. Bei kühleren Sternen wie der Sonne, die ein 5500 Grad C heißer Hauptreihenstern ist, sind die Balmerlinien ebenfalls schwächer, aber immer noch dominant im Spektrum vertreten. Die Metalllinien sind deutlich ausgeprägt. Dieses Verhalten ist in Abbildung 7.3 gezeigt. Kühle Rote Riesen haben wiederum schmalere Wasserstofflinien, aber dafür stärker ausgeprägte Metalllinien. Bei noch viel kühleren Sternen, z.B. mit nur 2000 Grad Kelvin, finden sich schließlich sogar Bänder von unzähligen übereinanderlappenden Titanoxidlinien im Spektrum, da die niedrige Temperatur die Bildung von Molekülen in der Sternatmosphäre zulässt.

Abb. 7.3 : Normalisierte Spektren zweier verschieden heißer Sterne mit gleicher Metallizität. Die Linienstärken sind trotz gleicher Metallhäufigkeiten unterschiedlich. Das obere Spektrum ist für eine bessere Ansicht nach oben versetzt.
    Jedes Spektrum ist somit der »Fingerabdruck« des Sterns, anhand dessen man auf seine Natur und seine Eigenschaften schließen kann. Schon vor 1900 wurden die ersten sogenannten Spektralklassen eingeführt, um eine systematische Ordnung in die Vielfalt der Spektren zu bringen. Bald darauf wurde die verfeinerte O B A F G K M-Sequenz mit zusätzlichen Nummerierungen für Untergruppen vorgeschlagen. Zur gleichen Zeit wurden Tausende von Sternen durch Annie Jump Cannon klassifiziert (siehe auch Kapitel 2.3). Es stellte sich heraus, dass die Spektralklassen mit den unterschiedlichen Linienstärken im Wesentlichen eine Temperatursequenz darstellen. Die noch heute benutzten Spektralklassen und die dazugehörigen Sterntemperaturen sind in Tabelle 7.1 aufgelistet. Sterne des O-Typs haben eine Oberflächentemperatur von 40 000 Grad Kelvin. M-Sterne sind dagegen weniger als 3000 Grad Kelvin »kühl«.
Tabelle 7.1 : Zusammenhang zwischen Spektraltyp und Temperatur.

Spektraltyp
Farbe
Temperatur (in Grad K)
O
Blau
30000 – 50000
B
Blau, blau-weißlich
10000 – 3000
A
Weiß
7500 – 10000
F
Gelb-weißlich
6000 – 7000
G
Gelb
4500 – 6000
K
Rötlich-orange
3500 – 4500
M
Rot
2000 – 3000
    Moderne Spektralanalysen haben gezeigt, dass die meisten Sterne eine Vielfalt von Elementen in ihren Atmosphären aufweisen und dass ihre Metallizität der der Sonne sehr ähnlich ist. Dennoch gibt es auch metallarme Sterne, die geringere Metallizitäten als die Sonne besitzen. Wie sehen dann die Spektren von Sternen mit unterschiedlichen Metallizitäten aus? Betrachtet man zwei gleich heiße Sterne, einen so metallreich wie die Sonne und einen hundertmal metallärmeren, wird der Unterschied sofort deutlich: Der metallarme Stern hat wesentlich schwächere Linien, wie in Abbildung 7.4 gesehen werden kann. Da die Konzentration der Elemente in der Atmosphäre in metallarmen Sternen geringer ist, sind weniger Atome dieser Elemente vorhanden, die bei den für die Energieniveaus im Atom charakteristischen Wellenlängen Licht absorbieren würden. Umgekehrt haben heißere Sterne bei gleicher Metallizität schwächere Absorptionslinien als kühlere Sterne. Wenn wir also metallarme Sterne finden wollen, müssen wir nach Sternen suchen, die besonders bei kühleren Temperaturen sehr schwache Metalllinien