Bedeutung der Buchstaben im Hertzsprung-Russell (HR)-Diagramm

Als Astronomen anfingen, Spektren von Sternen zu erhalten und sie zu klassifizieren, basierte die anfängliche Klassifizierung auf der Stärke der Balmer-Absorptionslinien in den Spektren. Die Balmer-Linien werden durch Elektronen in Wasserstoffatomen erzeugt, die sich derzeit im zweiten Energieniveau (N=2) befinden, Energie absorbieren und auf höhere Niveaus springen. Die Sterne mit den stärksten Linien erhielten die Bezeichnung A, die zweitstärksten B usw. auf der ganzen Linie.

Später wurde die Assoziation mit der Temperatur hergestellt und viele der Klassen wurden basierend auf der Temperatur des Sterns kombiniert und neu geordnet. Die Hauptbuchstabenbezeichnungen wurden jedoch beibehalten, obwohl sie jetzt "außer Betrieb" waren. Die Buchstaben entsprechen also tatsächlich der relativen Stärke der Wasserstoffabsorptionslinien.

Der Grund, warum die O-Sterne, die am heißesten sind, so weit unten auf der Skala liegen, ist, dass sie so heiß sind, dass Wasserstoff vollständig (oder fast vollständig) ionisiert ist. Wenn das Atom ionisiert wurde, hat es definitionsgemäß keine Elektronen im N=2-Niveau, da es überhaupt keine Elektronen hat. Da es keine Elektronen auf dem richtigen Niveau gibt, um die Linie zu bilden, ist die Linie schwach, da sie nur erzeugt wird, wenn eine zufällige Rekombination auftritt.

Die kühleren M-Sterne am anderen Ende der Hauptreihe zeigen ebenfalls sehr schwache Wasserstofflinien. Der Grund dafür ist, dass sie zu kühl sind, um die Elektronen überhaupt genug anzuregen, um den Energiezustand N = 2 zu erreichen. Wenn es in N=2 keine Elektronen gibt, gibt es keine Möglichkeit, das Elektron dazu zu bringen, Energie zu absorbieren und höher zu springen und die Balmer-Linien zu bilden. Die hier zu sehenden Wasserstofflinien sind auf die wenigen Atome mit höherer Geschwindigkeit am langen Ende der Geschwindigkeitsverteilung zurückzuführen. Wenn sie kollidieren, haben sie genug Energie, um ihre Elektronen auf N = 2 zu bringen.

Mit steigender Temperatur steigt auch die Energie, die zur Anregung der Atome zur Verfügung steht. Wenn Sie sich von Sternen der Klasse M nach oben bewegen, gelangen Sie zu den Spektraltypen K, G, F und dann A, wobei jeder an Stärke der Linien zunimmt. Die A-Sterne haben bei etwa 10.000 K genau die richtige Temperatur, um fast alle Wasserstoffatome in den höheren N = 2-Zustand zu bringen, wo sie dann höher geklopft werden können und die Balmer-Reihe erzeugen. Da in N=2 viele Elektronen sind, erhältst du starke Linien. Die nächsthöhere Spektralklasse ist B, die schwächere Linien aufweist, weil Sie an diesem Punkt begonnen haben, die Wasserstoffatome zu ionisieren und daher weniger Atome mit Elektronen im N=2-Zustand haben. Und dann kommen O-Sterne, die fast vollständig ionisiert sind und daher in der Balmer-Serie sehr schwach sind.

Die Spektralklassen wurden ursprünglich von Spektroskopikern entwickelt, bevor die stellare Astrophysik fast so weit entwickelt war wie heute. Sie basierten also auf dem Vorhandensein, Fehlen oder der relativen Stärke von Spektrallinien und nicht auf dem gesamten Schwarzkörperspektrum, was sinnvoller wäre. Da die meisten Linien mit steigender Temperatur zunächst stärker und dann weniger ausgeprägt werden, ergibt die Reihenfolge der Spektralklassen in der Reihenfolge ihrer Stärke unglücklicherweise eine eigentümliche Reihenfolge der Temperaturen. Das ursprüngliche Schema war ziemlich kompliziert, aber ich denke, die Stärke der H-Alpha-Linie war von größter Bedeutung.

Außerdem wurden im Laufe der Zeit viele der Spektralklassen kombiniert, was uns mit OBAFGKM auf der Hauptreihe und einigen weiteren Klassen von Neben-Hauptreihen-Fast-Sternen zurücklässt.

PS Die Standard-Mnemonik, um sich an die Reihenfolge zu erinnern, lautet "Oh, sei ein feines Mädchen / ein guter Mann / eine gute Freundin / ein Doktorand, küss mich!"

Die verwendeten Buchstaben sind nicht aussagekräftig, da sie willkürlich vergeben wurden, bevor jemand wirklich etwas über das Thema wusste. Sehen Sie sich den Wikipedia-Artikel hier an, um mehr darüber zu erfahren.