Das MK-System

Das MK-System ist eine 1943 von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan entwickelte Klassifizierung von Sternen nach Leuchtkraftklassen. Eine Vereinfachung war nötig geworden, nachdem sich im Henry-Draper-Katalog mit noch heute gebräuchlichen Spektralklassen (Geschichte der Spektrographie) ein zu kompliziertes Präfixsystem etabliert hatte. Morgan und Keenan definierten sechs Leuchtkraftklassen, welche römisch nummeriert werden. Diese wurden später durch zwei weitere ergänzt. Alle sind im Hertzsprung-Russell-Diagramm an charakteristischen Orten zu finden.

0 - extrem helle Überriesen oder Hyperriesen
I - Überriesen
II - helle Riesen
III - Riesen
IV - Unterriesen
V - Hauptreihensterne (historisch bedingt manchmal auch als "Zwerge" bezeichnet)
VI - Unterzwerge
VII - Weisse Zwerge

Abhängigkeit der Spektrallinienbreite von der Einteilung im MK-System

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Die Spektrallinienbreite ist Abhängig von der Leuchtkraftklasse.

Je grösser die MK-Klasse eines Sternes ist, desto breiter sind seine Spektrallinien. Dies veranschaulicht obiger Vergleich von ausgewählten Sternen der Spektralklasse A (von oben nach unten der Überriese Deneb, der Riese Alpha Ophiuchi, der Unterriese Alpha Librae und der Hauptreihenstern Castor). Hauptreihensterne besitzen einen kleineren Durchmesser als Riesen und daher einen höheren Gasdruck in ihren Photosphären. Dabei ist die Wahrscheinlichkeit grösser, dass bei der Entstehung der Spektrallinien Elektronen ein wenig abgelenkt und die Spektrallinien verbreitert werden.

Spezielles zur Nomenklatur

Bei Angaben zum Spektraltyp eines Sterns wird üblicherweise die Leuchtkraftklasse als römische Zahl ergänzt. Unsere Sonne, ein Hauptreihenstern mit dem Spektraltyp G2, wird somit zu G2 V. Manchmal werden zusätzlich die Präfixe "a" und "b" für heller bzw. schwächer als normal ergänzt. Gamma Cygni, ein etwas schwächerer Überriese der Spektralklasse F8 wird somit zu F8 Ib. Bei Überriesen (I) werden die Präfixe "a" oder "b" immer angehängt. Handelt es sich bei einem Stern um einen "normalen" Überriesen, so muss historisch bedingt das Präfix "ab", das bei den anderen Leuchtkraftklassen weggelassen wird, verwendet werden. So wird beispielsweise der Stern Antares als M1.5 Iab katalogisiert.

Besondere Eigenschaften von Sternen verschiedener Leuchtkraftklassen

V - Hauptreihensterne

Die meisten Sterne beginnen ihr Leben als Hauptreihenstern. In diesem stabilen Stadium verbringen sie den grössten Teil - bis zu 90% - ihres Lebens. Hauptreihensterne verbrennen unspektakulär ihre Wasserstoffvorräte im Kern zu Helium. Dadurch kann das Gleichgewicht zwischen Gravitationskraft und Strahlungs- oder Gasdruck lange aufrecht erhalten werden, wodurch sich ihre Grösse und Helligkeit wenig verändert.

VI - Unterzwerge

Unterzwerge sind seltene Sterne, die wegen ihres Mangels an Metallen etwas kleiner und heisser sind als Hauptreihensterne. Ihre absolute Helligkeit ist aufgrund der geringeren Grösse bis 2mag schwächer.

IV - Unterriesen

Sterne, die schwerer sind als 0.25 Sonnenmassen und ihren Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht haben, ziehen sich unter dem überwiegenden Gravitationsdruck zusammen. Um den Kern herum beginnt das Verbrennen von weiterm Wasserstoff zu Helium, wobei sich der Stern ausserhalb dieser Zone ausdehnt. Die Obeflächentemperatur nimmt ab, die Leuchtkraft bleibt jedoch wegen der grösser gewordenen Oberfläche konstant.

III - Riesen

Unterriesen können sich zu Riesen weiterentwickeln, indem sich ihr Kern unter der erhöten Gravitationskraft noch mehr zusammenzieht, nachdem ein Grossteil des Wasserstoffs ausserhalb des Kerns zu Helium verbrannt wurde. Dies hat eine Temperaturerhöhung zur Folge. Die absolute Helligkeit nimmt aufgrund der sich gewaltig ausdehnenden Photosphäre des Sterns zu. Ist ein Stern im Stadium V leichter als 0.5 Sonnenmassen, zieht er sich später - wenn sämtlicher Wasserstoff zu Helium verbrannt wurde - zu einem Weissen Zwerg (VI) zusammen. Andernfalls reicht seine Kerntemperatur aus, um das Heliumbrennen im Kern starten zu können, bei dem noch schwerere Elemente gebildet werden; ein heller Riese oder gar ein Überriese entsteht.

II - helle Riesen

Zu den hellen Riesen werden Sterne gezählt, die sich in einem Stadium zwischen Riesen und Überriesen befinden. Sie besitzen eine enorm hohe Leuchtkraft, die aber immer noch geringer als die der Überriesen ist.

I - Überriesen

Überriesen erzeugen in ihrem Kern Energie, indem sie das dort angesammelte Helium in grossen Mengen weiter zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusionieren. Der Kern zieht sich dabei noch mehr zusammen, weil der Gasdruck des Heliumbrennens schwächer ist als derjenige des Wasserstoffbrennens. Die äusserste Sternschicht dehnt sich hingegen weiter aus, da beim Heliumbrennen eine riesige Menge Energie freigesetzt wird. Die Ausdehnung führt zu einem fortgesetzten Anstieg der absoluten Helligkeit, und dies obwohl sich die Photosphärentemperatur verkleinert hat.

0 - Hyperriesen

Nur in den schwersten Sternen wird durch ihre extrem hohe Kerntemperatur die Fusion von Kohlenstoff zu Eisen aktiviert. Bei der Kohlenstofffusion zieht sich der Kern noch mehr zusammen, die Sternenhülle hingegen dehnt sich aufgrund der gewaltigen Energie, die beim Kohlenstoffbrennen und der gravitativen Kontraktion des Kerns freigesetzt wird, weiter aus. Je nach Photosphären-Temperatur, die zwischen 3'500 und 35'000K betragen kann, besitzen Hyperriesen eine grosse bis riesige absolute Helligkeit. Da sie den verbleibenden Brennstoff sehr schnell verbrauchen, können sie nur wenige Millionen Jahren in diesem Stadium verbringen. Gehen die Brennstoffe zur Neige, kollabiert zunächst der Kern und seine Hülle wird in einer Supernovae-Eplosion ausgeschleudert. Übrig bleibt im Zentrum ein Schwarzen Loch, um das herum sich ein Gasnebel, der Supernova-Überrest, ausdehnt.

VII - Weisse Zwerge

Die Namensgebung "Weisser Zwerg" stammt von den ersten entdeckten Vertretern, die zufällig alle zur Spektralklasse A gehörten und damit weisslich waren, obwohl es auch viele farbig "Weisser Zwerge" gibt. Es handelt sich um extrem lichtschwache Sterne (weshalb von ihnen hier auch kein Spektrum vorhanden ist). Obwohl wir Weisse Zwerge am Nachthimmel auf Grund ihrer geringen Leuchtkraft nicht von Auge beobachten können, sind sie häufig, da sie das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne bilden (ausser der extrem massereichen). Wenn ein Stern am Ende des Lebens seine gesamten Brennstoffvorräte aufgebraucht hat, erlischt die Kernfusion. Somit wirkt keine Kraft mehr gegen den Gasdruck: Der Stern schrumpft, bis sein Material "entartet" ist. Das heisst, dass die Elektronen wegen quantenmechanischer Gesetze nicht noch näher zusammenrücken können. Die so entstandenen Weissen Zwerge sind nun ähnlich gross wie die Erde, haben aber eine ungeheure Dichte. Ein Kubikzentimeter ihrer Materie würde auf der Erde etwa eine Tonne wiegen! Sie besitzen zudem enorm starke Magnetfelder, die über eine Million Mal stärker als das Erdmagnetfeld sein können. Ihre Spektren haben wegen des riesigen Gasdrucks derart breite Linien, dass sie nicht in die üblichen Spektralklassen eingeteilt werden können.

Neutronensterne und Schwarze Löcher

Bei Sternen mit mehr als 1.4 Sonnenmassen kann die Gravitationskraft sogar die quantenmechanischen Druckkräfte überwinden, so dass der Weisse Zwerg zu einem noch viel kleineren Neutronenstern kollabiert. Sein Durchmesser beträgt nur noch einige Kilometer! Nun stellt sich der Entartungsdruck der Protonen der Gravitation entgegen und verhindert ein weiteres Kollabieren. Bei den schwersten aller Sterne kann die Gravitationskraft sogar den Entartungsdruck der Protonen überwinden, und der Neutronenstern wird zu einem Schwarzen Loch. Neutronensterne und Schwarze Löcher lassen sich nicht mehr direkt durch Spektrographie beobachten, sondern meist nur indirekt durch ihre Wechselwirkung mit anderen Himmelskörpern nachweisen.

Quellen