Geschichte der Spektrographie


Die Spektrographie ist eine relativ junge Wissenschaft in der Astronomie. Die heutigen Spektralklassen sind in der heutigen Form erst seit dem frühen 20. Jahrhundert bekannt. Das MK-System entstand erst nochmals 50 Jahre später. Folgender chronologischer Verlauf soll Ihnen einen Überblick über die Spektrographie von den ersten Schritten bis heute gewähren:

1704
Isaac Newton bemerkt, dass sich das „weisse“ Sonnenlicht mit einem Prisma oder Stück Glas in seine Farbkomponenten aufspalten lässt.
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Originalzeichnung Newtons zur Zerlegung des weissen Lichts in seine Farbbestandteile

1792William Hyde Wollaston bemerkt sieben Absorptionslinien im Sonnenspektrum, dachte aber, dass diese Grenzen zwischen den Farben darstellen.
1798Friedrich Wilhelm Herschel untersucht mit einem Prisma einige Sternspektren und vergleicht sie mit Sirius. Er bemerkt einen Zusammenhang zwischen Sternspektrum und der von Auge beobachteten Farbe des Sterns.
1814Joseph von Fraunhofer findet 576 dunkle Absorptionslinien im Sonnenspektrum, die später als Fraunhoferlinien bezeichnet werden, und dieselben in den Spektren von Mond und Venus. Er benennt die Wichtigsten willkürlich mit Buchstaben ohne zu wissen, dass sie von verschiedenen chemischen Elementen der Sonnenatmosphäre verursacht werden. Er kommt aufgrund der Ähnlichkeit der drei Spektren zum Schluss, dass Mond und Venus nur scheinen, weil sie das Sonnenlicht reflektieren. In Spektren anderer Sterne entdeckt er später unterschiedliche Linien, die teilweise mit Laborwerten übereinstimmen. Er entdeckt somit, dass die Zusammensetzung entfernter Sternatmosphären mit Hilfe ihres Spektrums erforscht werden kann.
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Fraunhofers Zeichung des Sonnenspektrums

1827Friedrich Georg Wilhelm Struve katalogisiert erstmals Doppelsterne, indem er sie nach ihrer beobachteten Farbe einteilt. Später folgen weitere Kataloge.
1859Gustav Robert Kirchhoff beweist, dass die Absorptionslinien der Sternenspektren von gasförmigen Elementen herrühren, die sonst vor einem dunklem Hintergrund Emissionslinien hervorrufen. Er gilt als eigentlicher Gründer der Spektroskopie.
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Historische Apparatur zur spektroskopischen Beobachtung von Flammenfärbungen

1860erPietro Angelo Secchi und Sir William Huggins klassifizieren Sterne erstmals in fünf Spektralklassen. Als Kriterium verwenden sie die Särke der von Johann Jakob Balmer identifizierten Wasserstofflinien:
  1. blau-weisse Sterne mit starken Wasserstofflinien, z. B. Wega
  2. gelbe Sterne mit zahlreichen Metalllinien und schwächeren Wasserstofflinien, z. B. die Sonne
  3. rote Sterne mit auffälligen Banden (Titanoxid) und Linien von einfach ionisierten Metallen, z. B. Beteigeuze
  4. sehr rote Sterne mit Banden (von Kohlenstoff-Verbindungen) und nicht heller als 5mag ohne Wasserstoff-Linien, X Cancri
  5. Spektren mit Emissionslinien, z. B. P Cygni

1872Henry Draper fotographiert zum ersten Mal ein Spektrum eines Sternes, nämlich dasjenige der Wega. Er gilt auch als Erfinder des Gitterspektrographen.
1874John Francis Skjellerup und andere Astronomen erstellen einen neuen Katalog mit Hunderten von roten Überriesen, da diese wegen ihrer grossen Leuchtkraft sehr gut beobachtet werden können.
1886Edward Charles Pickering teilt Secchis und Huggins Katalog (s. 1860er Jahre) in 16 alphabetisch buchstabierte Untergruppen, nämlich A-Q (ohne J). Er benennt ihn zu Ehren Drapers (s. 1872) Henry-Draper-Katalog. Pickering erkennt später bereits selbst, dass gewisse seiner Spektralklassen keine Unterschiede untereinander besitzen oder fehlerhaft sein müssen. Bald darauf werden einige Klassen gestrichen und andere zusammengefügt, z. B. E und H zur Klasse I.Das bedeutende Harvard-System, dass bis zum heutigen Spektralklassen-System weiterentwickelt wurde, war ins Leben gerufen worden.
1897Antonia Maury erstellt eine neue Spektralklassifikationsmethode mit 22 Klassen. Sie zeigt, dass die Spektralklasse B im Henry-Draper-Katalog vor der Klasse A statt vor F stehen sollte. Da Maury bei ihrer Klassifikation auch die Breite der Spektrallinien berücksichtigt, führt dies später zur Entdeckung des Unterschiedes zwischen Zwerg- und Riesensternen und zum MK-System.
1901Annie Jump Cannon entdeckt ebenfalls, dass die Spektralklasse B vor A stehen, jedoch zusätzlich, dass die Spektralklasse O vor B versetzt werden muss, weil bei beiden Klassen ähnliche Spektrallinien (von Helium) auftreten. Verblieben ist das heute noch gebräuchliche System OBAFGKM, dass durch Cannon's berühmten Merkspruch "Oh Be A Fine Girl Kiss Me" einfach eingeprägt werden kann.Auch führt Cannon für Spektren, die zwischen zwei Spektralklassen liegen, eine (noch nicht fortlaufende) Dezimalunterteilung der Buchstabenfolge von Pickering ein. Ein Stern zwischen der Spektralklasse G und K wird so z. B. als G5 klassifiziert. Allerdings wurde das System noch nicht bei den O- und M-Sternen übernommen, was erst 20 Jahre später geändert werden sollte. Mit der Verbesserung der Spektrographen und Beobachtungsinstrumente sollten später immer mehr Unterklassen (z. B. B0.5) hinzukommen. Die Klassen R, S und N, bei denen es sich um Klassifikationen für Kohlenstoff-Sterne handelt, wurden erst viele Jahre später ergänzt.
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Annie Jump Cannon

1910Henry Norris Russell entwickelt mit Ejnar Hertzsprung das Hertzsprung-Russell-Diagramm (kurz HRD). In diesem Diagramm wird die absolute visuelle Helligkeit der Sterne gegen ihren Spektraltyp auftragen. Es entsteht eine Darstellung, die den Lebenslauf eines Sterns verdeutlicht und daher zur Entdeckung des Unterschiedes zwischen Zwergen und Riesen geführt hat. Diese Entdeckung bildete wiederum die Basis für das 1943 eingeführte MK-System.
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Historische Version des Hertzsprung-Russel-Diagramms


1918Schon 225'400 Sterne wurden bis dahin mit Cannon's System klassifiziert und im Henry-Draper-Katalog veröffentlicht. Die den Sternen dabei zugeteilten HD-Nummern werden auch heute noch verwendet.
1921Megh Nad Saha kann die wechselnde Stärke der Spektrallinien endlich theoretisch erklären. Er stellt fest, dass es sich bei den Spektraltypen lediglich um eine Temperatursequenz von den heissen Sternen der Spektralklasse O (bis zu 50'000K) bis zu den Kühlsten der Spektralklasse M (rund 2'500K) handelt. Später wird entdeckt, dass die Spektraltypensequenz zugleich auch eine Farbsequenz bilden. So sind Sterne der Spektralklasse O bläulich und bei späteren Spektralklassen wechselt die Farbe über weisslich, gelblich bis zu rötlichen Farbe der Spektralklasse M. Kennt man also den B-V Index eines Sterns, kann er ohne Untersuchung des Spektrums in eine Spektralklasse eingeteilt werden.
1943William Wilson Morgan und Philip C. Keenan lösen das sich beim Henry-Draper-Katalog entwickelte, zunehmend unübersichtlichere System von angehängten Kleinbuchstaben als Bezeichnungen für die Leuchtkraft, ab. Dazu definierten sie sechs Leuchtkraftklassen, welche römisch nummeriert werden:
0 - extrem helle ÜberriesenI - ÜberriesenII - helle Riesen III - RiesenIV - Unterriesen V - Hauptreihensterne oder historisch bedingt "Zwerge"
Dabei werden die Präfixe a und b für heller bzw. schwächer als normal an die entsprechende römische Zahl angehängt. Gamma Cygni, ein etwas schwächerer Überriese der Spektralklasse F8, wird somit mit F8 Ib katalogisiert. Bei Überriesen werden die Präfixe immer angehängt, wobei das Präfix ab, dass sonst weggelassen wird, normal bedeutet. Heute heisst diese Einteilung gemäss ihren Gründern MK-System und wurde mit zwei weiteren Klassen, nämlich VI für Unterzwerge und VII für Weisse Zwerge, ergänzt. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm sind alle Leuchtkraftklassen an spezifischen Orten zu finden.
1948In der Henry-Draper-Erweiterung werden bereits über 359'000 Sterne katalogisiert.
1954Marcel Gilles Jozef Minnaert testet, ob nur mit Hilfe der eigenen Augen Sterne an Hand ihrer Farbe in die Spektralklassen eingeteilt werden können. Er schafft dies mit einem maximalen Fehler von 0.2 Spektralklassen, was den Zusammenhang zwischen Farbe und Spektralklasse bestätigt.

Quellen