Sternspektren

Sternspektren sind die Spektren von Sternen, die durch die Zerlegung des Sternenlichts mit einem Spektrographen gewonnen werden. Sie bestehen aus einem kontinuierlichen Spektrum, dem charakteristische Absorptionslinien oder seltener Emissionslinien überlagert sind. Das Spektrum dient als Fenster in die physikalischen Eigenschaften des Sterns, seiner chemischen Zusammensetzung und seiner Bewegung.

Durch die Analyse der Spektrallinien lassen sich chemische Elemente und ihre Häufigkeiten bestimmen (Metallizität), die Oberflächentemperatur ableiten und Hinweise auf Druck und Gravitation der Sternatmosphäre gewinnen. Die Linienbreite und -tiefe geben Rückschlüsse auf Rotationsgeschwindigkeit, Oberflächendruck und sometimes Magnetfelder. Die Verschiebung der Linien aufgrund des Doppler-Effekts misst die Radialgeschwindigkeit eines Sterns, während sich aus Linienprofilen Hinweise auf Sternenvenzien wie Turbulenz ergeben können.

Sternspektren werden klassifiziert durch das MK-System in Spektraltypen von O bis M und eine Luminositätsklasse von I bis V, wodurch Temperaturbereich und Leuchtkraft eines Sterns angegeben werden. Typische Merkmale wie starke Wasserstofflinien bei A-Sternen oder Metalllinien bei kühleren Sternen sowie Molekülbanden in sehr roten Sternen prägen die Zuordnung.

Historisch markant waren die Entdeckung der Fraunhofer-Linien und die Entwicklung der modernen Spektroskopie im 19. und 20. Jahrhundert. Heutzutage ermöglichen hochauflösende Spektrographen im optischen und nahen Infrarot detaillierte Analysen von Sternen in der Milchstraße und darüber hinaus, was Grundlagenforschung in Astronomie, Galaktischechemie und Exoplanetenforschung unterstützt.