Eigenschaften von M-Sternen im Überblick

  • Temperatur der Photosphäre: 2'000K bis 3'500K
  • Strahlungsmaximum: ca. 14'000Å (Infrarot)
  • B-V Index: +1.4 => Farbe: orange-rötlich
  • Typische Spektrallinien: Kupfer, Titanoxidbanden und Moleküle

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M1.5 Iab Alpha Scorpionis (Antares)

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M2 Ib Alpha Orionis (Beteigeuze)

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M5 IIver Alpha Herculis

Spektren der Klasse M besitzen so viele Spektrallinien, dass die Auswertung kompliziert wird: Es ist schwierig zu bestimmen, welche Linie durch welches Element entsteht. Ausserdem sind bei abnehmender Temperatur immer mehr Molekülbanden vorhanden. Die niedrige Sterntemperatur vermindert die thermische Geschwindigkeit der Atome und Elementarteilchen. Dadurch gibt es in der Photosphäre weniger Teilchenzusammenstösse, die Moleküle zerstören können. Somit kann bei den kühlsten Sternen das Farbenkontinuum (Schwarzkörperstrahlung) fast nicht mehr gesehen werden. Die auffäligsten Banden stammen von Titanoxid.

Bei M- und Kohlenstoff-Sternen liegt das Strahlungsmaximum so tief im Infraroten, dass der kurzwellige, blaue Bereich in den Spektren massiv abgeschwächt wird. Im Gegensatz zu M-Sternen dominieren bei Kohlenstoff -Sternen - wie der Name bereits verrät - Banden der Kohlenstoffmoleküle C2 und C3 sowie CH- und CN-Moleküle.

Rote Riesen und Zwerge

Erstaunliche 90% aller Sterne gehören zu den Hauptreihensternen der Spektralklasse M - nur sehen wir sie am Nachthimmel leider nicht. Sie verbrennen ihre Vorräte an Wasserstoff so langsam, dass sie mit Temperaturen um 3'000K die kühlsten Sterne des Weltraums bilden und dementsprechend wenig Energie erzeugen. Zudem haben sie kleine Durchmesser. Daher ist ihre Leuchtkraft so gering, dass wir keine M-Hauptreihensterne ohne optische Hilfsmittel beobachten können. Wie bei den K-Sternen sind alle von uns spektrographierten Vertreter der Spektraklasse M Riesen oder Überriesen.

Der äusserst geringe Brennstoffverbrauch führt bei M-Hauptreihensternen zu einer theoretischen Lebensdauer von bis zu einer Billion Jahre. Der Wert ist deshalb "theoretisch", weil das Alter des Universum nur einen kleinen Bruchteil davon beträgt. Es ist zudem eine 100-fach längere Lebensdauer als diejenige unserer Sonne (Spektralklasse G) und die über 100'000-fache der Sterngiganten der Spektralklasse O.
Ein Blick auf das Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt, dass der Abstand zwischen dem Überriesen- und dem Hauptreihenstrang in der Spektralklasse M sein Maximum erreicht. Dieser Abstand verrät uns, dass die hellsten M-Überriesen bis zu 50 Milliarden mal heller sind als die lichtschwächsten M-Hauptreihensterne, obwohl sie aufgrund ihrer tiefen Gasdichte kühler sind als diese. Da M-Riesen und Überriesen wie die M-Hauptreihensterne pro Quadratmeter Oberfläche wenig Energie abstrahlen, müssen sie zum Erreichen ihrer hohen Leuchtkraft enorm gross sein. Der Durchmesser eines der hellsten bekannten M-Überriesen, My Cephei, beträgt über zehn astronomischen Einheiten. Im Sonnensystem würde die Photosphäre von My Cephei also etwa bis zur Saturnbahn reichen! Kein Wunder also, dass wir bekannte Vertreter der Spektralklasse M wie Beteigeuze im Orion oder Antares im Skorpion am Nachthimmel ohne Hilfsmittel als helle, rötliche Sterne erkennen können.

Galerie von Sternen der Spektralklasse M

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M0 III Beta Andromedae (Mirach)

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M1.5 Iab Alpha Scorpionis (Antares)

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M1.5 III Alpha Ceti

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M2 Ia My Cephei (Granatstern)

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M2 Ib Alpha Orionis (Beteigeuze)

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M2 II/III Beta Pegasi

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M3 IIIb Eta Geminorum

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M3 III My Geminorum

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M3 SV Omikron1 Orionis

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M5 IIver Alpha Herculis

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M5 III R Lyrae


Spektralklassen im Überblick - Quellen