SPEKTROGRAPHIE

Spektralklasse M

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

M1.5 Iab Alpha Scorpionis (Antares)

M2 Ib Alpha Orionis (Beteigeuze)

M5 IIver Alpha Herculis

Spektren der Klasse M zeigen so viele Spektrallinien, dass die Zuordnung zu den Elementen schwierig ist. Ausserdem sind bei abnehmender Temperatur immer mehr Molekülbanden vorhanden. Die auffälligsten Banden stammen von Titanoxid. Die geringere thermische Geschwindigkeit der Atome und Elementarteilchen ergibt weniger heftige Teilchenzusammenstösse, so dass besonders stabile Moleküle erhalten bleiben. Bei M- und Kohlenstoff-Sternen liegt das Strahlungsmaximum so tief im Infraroten, dass der kurzwellige, blaue Spektralbereich sehr schwach wird und in unseren Aufnahmen fast nicht mehr sichtbar ist. Im Gegensatz zu M-Sternen dominieren bei Kohlenstoff-Sternen Banden der Moleküle C2, C3, CH- und CN.

Rote Riesen und Zwerge

90% aller Sterne gehören zu den Hauptreihensternen der Spektralklasse M. Allerdings sehen wir sie am Nachthimmel leider nicht, denn sie verbrennen ihre Vorräte an Wasserstoff so langsam, dass sie nur schwach leuchten. Zudem sind sie klein. Ihre Leuchtkraft ist 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 geringe Brennstoffverbrauch ergibt bei M-Hauptreihensternen eine theoretische Lebensdauer von bis zu einer Billion Jahre, also ein Vielfaches des Alters des Universums. Es ist zudem die 100-fache Lebensdauer unserer Sonne (Spektralklasse G) und die über 100'000-fache der Riesen in der Spektralklasse O. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm erreicht der Abstand zwischen Überriesen- und dem Hauptreihenstrang in der Spektralklasse M sein Maximum. Das bedeutet, dass die hellsten M-Überriesen bis zu 50 Milliarden mal heller sind als die lichtschwächsten M-Hauptreihensterne. Da M-Riesen pro Quadratmeter Oberfläche wenig Energie abstrahlen, müssen sie enorm gross sein, um ihre Leuchtkraft zu erreichen. Der Durchmesser von My Cephei beträgt über zehn astronomische Einheiten. Im Sonnensystem würde seine Photosphäre etwa bis zur Saturnbahn reichen! M-Riesen wie Beteigeuze im Sternbild Orion oder Antares im Sternbild Skorpion erkennt man ohne optische Hilfsmittel als rötlich.