n (nebulous) : verwaschene Linien,Auch einige Präfixe wie z.B. w (white) oder d, D (dwarf) für die Kennzeichnung weißer Zwerge sind in Gebrauch. Die in der Literatur noch gelegentlich verwendete Bezeichnung "`frühe"' (O, B), "`mittlere"' (A, F, G) oder "`späte"' (K, M) Spektraltypen ist nur historisch zu verstehen und hat nichts mit der Entwicklung der Sterne zu tun.
nn : sehr verwaschene Linien,
s (sharp) : scharfe Linien,
e (emission) : Emissionslinien,
v (variable) : veränderliches Spektrum,
k (K-Linie) : starke interstellare CaII-Linien,
p (peculiar) : Besonderheiten, die nur ausführlich zu beschreiben sind.
Abb. 2:
Schema für eine eindimensionale Grobklassifikation. Die Abarbeitung
der Fragen beginnt im Diagramm oben links. Mit der Angabe der Verhältnisse
von Linien bzw. deren Wellenlängen sind symbolisch deren Linientiefen
gemeint (nach [5]).
Für die in beiden - als
Beispiel herangezogenen - Atmosphären ablaufenden Wechselwirkungsprozesse
zwischen den Photonen und Atomhüllen bedeutet das, daß in der dichteren
Atmosphäre die Stoßverbreiterungsprozesse bei der Linienentstehung eine
wesentliche Rolle spielen, was zu einem verwaschenen Aussehen der
Absorptionslinien führt. Nebenbei bemerkt trägt auch eine eventuelle
rasche Rotation der Sterne zu einer Verbreiterung der Linienprofile bei.
Die am Yerkes Observatorium von W.W. MORGAN und
P.C. KEENAN
entwickelte MK-Klassifikation berücksichtigt die Auswirkungen
der gerade beschriebenen Druckunterschiede auf die Profile der Spektrallinien
als Kriterien. Die Einordnung der Spektren erfolgt durch Schätzungen
von Linienstärke-Verhältnissen im Vergleich zu einem Satz von unter
möglichst gleichen Bedingungen aufgenommenen Spektren von Standardsternen.
Die Kriterien
sind für eine Lineardispersion von 12,5 nm/mm bei der H-Linie
ausgelegt.
Das MK-System hat zwar eine physikalische Grundlage, ist aber mit der
Vorgabe der Lineardispersion instrumentell festgelegt.
Das zweidimensionale MK-System liefert größenordnungsmäßige
Aussagen über die Radien der klassifizierten Sterne. Der Unsicherheit der
Eichung der Kriterien trägt man dadurch Rechnung, daß Radienintervalle
definiert werden. Sind Radius und Temperatur eines Sternes bekannt, so
läßt sich aus diesen Größen in Verbindung mit dem STEFAN-BOLTZMANNschen
Gesetz in guter Näherung die von der Sternoberfläche emittierte
Gesamtstrahlung, die
Leuchtkraft berechnen. Den eingeführten Radienintervallen entsprechen
Leuchtkraftintervalle, für die die Bezeichnung Leuchtkraftklasse
eingeführt wurde. Im Einzelnen werden sechs durch römische Ziffern
gekennzeichnete Leuchtkraftklassen unterschieden:
Ia -0 : Über-Überriesen,In einzelnen Fällen werden Sternen auch Zwischentypen von Leuchtkraftklassen zugeordnet. Die MK-Spektraltypen einiger bekannter Sterne sind z.B.: Sonne: G2 V; Cyg ("`Deneb"'): A2 Ia; Boo ("`Arctur"'): K2 IIIp; Aql ("`Atair"'): A7 IV-V. Für die Klassifikation muß eine ganze Anzahl von Kriterien herangezogen werden, da das Auftreten der Spektrallinien an bestimmte Bereiche der Ionisationstemperatur geknüpft ist. In Tabelle 1 sind einige der Kriterien symbolisch durch die Angabe der Ionisationsstufen der betreffenden Elemente und die Wellenlängen (in nm) der zugehörigen Linien zusammengestellt. Die Spektralklassifikation besteht praktisch in der Bestimmung der Stärkeverhältnisse von den in Tabelle 1 angegebenen Linienpaaren. Beschränkt man sich zunächst auf eine grobe eindimensionale Spektralklassifikation, dann kann man nach dem in Abb. 2 dargestellten Schema vorgehen. Bei einer zweidimensionalen Klassifikation ist im Prinzip genauso zu verfahren, allerdings dann unter Einschluß der Leuchtkraftkriterien.
I : Überriesen,
II : helle Riesen,
III : normale Riesen,
IV : Unterriesen,
V : Zwergsterne (Hauptreihensterne),
VI : Unterzwerge.