S-Typ-Stern - S-type star

W Aquilae ist ein Stern vom Typ S und eine Mira-Variable mit einem engen Begleiter , der vom Hubble-Weltraumteleskop aufgelöst wurde .

Ein Stern vom Typ S (oder einfach nur S-Stern ) ist ein kühler Riese mit ungefähr gleichen Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff in seiner Atmosphäre. Die Klasse wurde ursprünglich 1922 von Paul Merrill für Sterne mit ungewöhnlichen Absorptionslinien und Molekülbändern definiert, von denen heute bekannt ist, dass sie auf S-Prozesselemente zurückzuführen sind . Die Bänder aus Zirkoniummonoxid (ZrO) sind ein charakteristisches Merkmal der S-Sterne.

Die Kohlenstoffsterne haben mehr Kohlenstoff als Sauerstoff in ihrer Atmosphäre. In den meisten Sternen, wie beispielsweise Riesen der Klasse M, ist die Atmosphäre sauerstoffreicher als Kohlenstoff und sie werden als sauerstoffreiche Sterne bezeichnet . Sterne vom S-Typ sind eine Zwischenstufe zwischen Kohlenstoffsternen und normalen Riesen. Sie können in zwei Klassen eingeteilt werden: intrinsische S-Sterne, die ihre Spektren der Konvektion von Fusionsprodukten und S-Prozesselementen an die Oberfläche verdanken ; und extrinsische S Sterne, die durch gebildet sind Massentransfer in einem binären System.

Die intrinsischen Sterne vom Typ S befinden sich im hellsten Teil des asymptotischen Riesenzweigs , einer Phase ihres Lebens, die weniger als eine Million Jahre dauert. Viele sind veränderliche Sterne mit langer Periode . Die extrinsischen S-Sterne sind weniger leuchtend und langlebiger, oft mit kleinerer Amplitude halbregulärer oder unregelmäßiger Variablen. S-Sterne sind relativ selten, wobei intrinsische S-Sterne weniger als 10% der asymptotischen Riesenzweigsterne vergleichbarer Leuchtkraft bilden, während extrinsische S-Sterne einen noch geringeren Anteil aller Roten Riesen bilden.

Spektralfunktionen

Kühle Sterne, insbesondere Klasse M , zeigen molekulare Banden, wobei Titan(II)-Oxid (TiO) besonders stark ist. Ein kleiner Teil dieser kühlen Sterne weist auch entsprechend starke Banden aus Zirkonoxid (ZrO) auf. Die Existenz klar nachweisbarer ZrO-Banden in visuellen Spektren ist die Definition eines S-Typ-Sterns.

Die wichtigsten ZrO- Serien sind:

• α-Reihe, im Blau bei 464,06 nm, 462,61 nm und 461,98 nm
• β-Reihe, im Gelb bei 555,17 nm und 571,81 nm
• γ-Reihe, im Rot bei 647,4 nm, 634,5 nm und 622,9 nm

Die ursprüngliche Definition eines S-Sterns war, dass die ZrO-Banden auf fotografischen Spektralplatten mit geringer Dispersion leicht erkennbar sein sollten, aber modernere Spektren ermöglichen die Identifizierung vieler Sterne mit viel schwächerem ZrO. MS-Sterne, intermediär mit normalen Klasse-M-Sternen, haben kaum nachweisbares ZrO, aber ansonsten normale Klasse-M-Spektren. SC-Sterne, Intermediate mit Kohlenstoffsternen, haben schwaches oder nicht nachweisbares ZrO, aber starke Natrium- D-Linien und nachweisbare, aber schwache C ₂ -Banden .

S-Sternspektren zeigen auch andere Unterschiede zu denen normaler M-Klasse-Riesen. Die charakteristischen TiO-Banden kühler Riesen sind bei den meisten S-Sternen im Vergleich zu M-Sternen ähnlicher Temperatur abgeschwächt und fehlen bei einigen völlig. Merkmale im Zusammenhang mit S-Prozess-Isotopen wie YO-Banden , Sr I- Linien , Ba II- Linien und LaO-Banden sowie Natrium-D-Linien sind alle viel stärker. Allerdings VO sind Bands nicht oder nur sehr schwach. Die Existenz von Spektrallinien aus dem Element Technetium (Tc) der Periode 5 wird auch als Ergebnis des Neutroneneinfangs im S-Prozess erwartet, aber ein erheblicher Anteil der S-Sterne zeigt kein Anzeichen von Tc. Sterne mit starken Tc-Linien werden manchmal als Technetium-Sterne bezeichnet und können der Klasse M, S, C oder den Zwischenstufen MS und SC angehören.

Einige S-Sterne, insbesondere Mira-Variablen , zeigen starke Wasserstoff- Emissionslinien . Die H _β - Emission ist oft ungewöhnlich stark im Vergleich zu anderen Linien der Balmer Serie in einem normalen M Star, aber dies ist aufgrund der Schwäche des TiO Bandes, die sonst H verdünnen würde _β - Emission.

Klassifizierungsschemata

Die Spektralklasse S wurde erstmals 1922 definiert, um eine Reihe von langperiodischen Variablen (dh Mira-Variablen) und Sterne mit ähnlichen eigentümlichen Spektren darzustellen. Viele der Absorptionslinien in den Spektren wurden als ungewöhnlich erkannt, aber ihre zugehörigen Elemente waren nicht bekannt. Die jetzt als auf ZrO zurückzuführenden Absorptionsbanden sind eindeutig als Hauptmerkmale der S-Typ-Spektren aufgeführt. Klasse M wurde damals nicht in numerische Unterklassen unterteilt, sondern in Ma, Mb, Mc und Md. Die neue Klasse S wurde je nach Existenz von Emissionslinien einfach entweder als S oder Se belassen. Es wurde angenommen, dass die Se-Sterne alle LPVs waren und die S-Sterne nicht variabel waren, aber seitdem wurden Ausnahmen gefunden. Zum Beispiel ist π ¹ Gruis heute als semireguläre Variable bekannt .

Die Klassifizierung von S-Sternen wurde seit ihrer ersten Einführung mehrmals überarbeitet, um Fortschritte bei der Auflösung der verfügbaren Spektren, die Entdeckung einer größeren Anzahl von S-Sternen und ein besseres Verständnis der Beziehungen zwischen den verschiedenen kühlen leuchtenden Riesenspektraltypen widerzuspiegeln .

Komma-Notation

Die Formalisierung der S-Sterne-Klassifizierung im Jahr 1954 führte ein zweidimensionales Schema der Form SX,Y ein. Zum Beispiel R Andromedae als S6,6e aufgeführt.

X ist die Temperaturklasse . Es ist eine Ziffer zwischen 1 (obwohl der kleinste tatsächlich aufgeführte Typ S1,5 ist) und 9, die eine Temperaturskala darstellen soll, die ungefähr der Reihenfolge von M1 bis M9 entspricht. Die Temperaturklasse wird tatsächlich berechnet, indem die Intensitäten für die ZrO- und TiO-Banden geschätzt werden und dann die größere Intensität mit der Hälfte der kleineren Intensität summiert wird.

Y ist die Überflussklasse . Es ist auch eine Ziffer zwischen 1 und 9, die durch Multiplizieren des Verhältnisses der ZrO- und TiO-Banden mit der Temperaturklasse zugewiesen wird. Diese Berechnung ergibt im Allgemeinen eine Zahl, die abgerundet werden kann, um die Zahl der Häufigkeitsklasse zu ergeben, die jedoch für höhere Werte modifiziert wird:

• 6,0 – 7,5 Karten bis 6
• 7,6 – 9,9 Karten zu 7
• 10.0 – 50 Karten bis 8
• > 50 Karten bis 9

In der Praxis würden Spektraltypen für neue Sterne durch Bezugnahme auf die Standardsterne zugeordnet, da die Intensitätswerte subjektiv sind und aus Spektren, die unter anderen Bedingungen aufgenommen wurden, nicht reproduziert werden könnten.

Als S-Sterne genauer untersucht und die Mechanismen hinter den Spektren verstanden wurden, traten eine Reihe von Nachteilen zutage. Die Stärken von ZrO und TiO werden sowohl von der Temperatur als auch von den tatsächlichen Häufigkeiten beeinflusst. Die S-Sterne repräsentieren ein Kontinuum von Sauerstoff, der etwas häufiger als Kohlenstoff ist, bis Kohlenstoff, der etwas häufiger als Sauerstoff ist. Wenn Kohlenstoff häufiger wird als Sauerstoff, wird der freie Sauerstoff schnell in CO gebunden und die Häufigkeit von ZrO und TiO sinkt dramatisch, was sie in einigen Sternen zu einem schlechten Indikator macht. Auch für Sterne mit mehr Kohlenstoff als Sauerstoff in ihrer Atmosphäre wird die Häufigkeitsklasse unbrauchbar.

Diese Form des Spektraltyps ist ein häufiger Typ, der bei S-Sternen beobachtet wird, möglicherweise immer noch die häufigste Form.

Elementare Intensitäten

Die erste große Überarbeitung der Klassifikation für S-Sterne verzichtet vollständig auf die einstellige Häufigkeitsklasse zugunsten expliziter Häufigkeitsintensitäten für Zr und Ti. R And wird also bei einem normalen Maximum mit einem Spektraltyp von S5e Zr5 Ti2 aufgeführt.

1979 definierte Ake einen Häufigkeitsindex basierend auf den ZrO-, TiO- und YO-Bandintensitäten. Diese einzelne Ziffer zwischen 1 und 7 sollte den Übergang von MS-Sternen durch steigende C/O-Verhältnisse zu SC-Sternen darstellen. Spektraltypen wurden weiterhin mit expliziten Zr- und Ti-Intensitätswerten aufgelistet, und der Häufigkeitsindex wurde separat in die Liste der Standardsterne aufgenommen.

Schrägstrich-Notation

Der Häufigkeitsindex wurde sofort übernommen und auf einen Wert von 1 bis 10 erweitert, um die Häufigkeiten in SC-Sternen zu unterscheiden. Es wurde nun als Teil des Spektraltyps gegenüber getrennten Zr- und Ti-Häufigkeiten angegeben. Zur Unterscheidung von der früher aufgegebenen Häufigkeitsklasse wurde sie mit einem Schrägstrich nach der Temperaturklasse verwendet, so dass die Spektralklasse für R And zu S5/4.5e wurde.

Der neue Häufigkeitsindex wird nicht direkt berechnet, sondern wird aus den relativen Stärken einer Reihe von spektralen Merkmalen zugewiesen. Es wurde entwickelt, um die Sequenz der C/O-Verhältnisse von unter 0,95 bis etwa 1,1 genau anzuzeigen. In erster Linie bildet die relative Stärke der ZrO- und TiO-Banden eine Sequenz von MS-Sternen bis zum Häufigkeitsindex 1 bis 6. Die Häufigkeitsindizes 7 bis 10 sind die SC-Sterne und ZrO ist schwach oder nicht vorhanden, daher ist die relative Stärke der Natrium-D-Linien und _Cs- Banden wird eingesetzt. Der Abundanzindex 0 wird nicht verwendet, und der Abundanzindex 10 entspricht einem Kohlenstoffstern Cx,2, wird also auch nie gesehen.

Auch die Ableitung der Temperaturklasse wird verfeinert, um neben der gesamten ZrO- und TiO-Festigkeit auch Linienverhältnisse zu verwenden. Für MS-Sterne und solche mit Häufigkeitsindex 1 oder 2 können die gleichen TiO-Bandstärkekriterien wie für M-Sterne angewendet werden. Verhältnisse verschiedener ZrO-Banden bei 530.5 nm und 555,1 nm sind nützlich bei Häufigkeitsindizes 3 und 4 und dem plötzlichen Auftreten von LaO-Banden bei kühleren Temperaturen. Das Verhältnis der Ba II- und Sr I- Linien ist auch bei gleichen Indizes und für kohlenstoffreiche Sterne mit Häufigkeitsindex 7 bis 9 nützlich. Wenn ZrO und TiO schwach oder nicht vorhanden sind, kann das Verhältnis der überlagerten Strukturen bei 645,6 nm und 645,0 nm nm zur Zuordnung der Temperaturklasse verwendet werden.

Sternchen-Notation

Aufgrund der unterschiedlichen Klassifizierungsschemata und der Schwierigkeiten, eine konsistente Klasse über den gesamten Bereich von MS-, S- und SC-Sternen zuzuordnen, werden manchmal andere Schemata verwendet. Zum Beispiel verwendet eine Vermessung neuer S/MS-, Kohlenstoff- und SC-Sterne ein zweidimensionales Schema, das durch ein Sternchen gekennzeichnet ist, zum Beispiel S5*3. Die erste Ziffer basiert auf der TiO-Stärke, um der Klasse-M-Sequenz anzunähern, und die zweite basiert ausschließlich auf der ZrO-Stärke.

Standardsterne

Diese Tabelle zeigt die Spektraltypen einiger bekannter S-Sterne, wie sie zu verschiedenen Zeiten klassifiziert wurden. Die meisten Sterne sind variabel, normalerweise vom Typ Mira. Die Tabelle zeigt nach Möglichkeit den Typ bei maximaler Helligkeit, aber insbesondere einige der Ake-Typen sind nicht bei maximaler Helligkeit und haben daher einen späteren Typ. Die Intensitäten der ZrO- und TiO-Banden werden ebenfalls angezeigt, wenn sie veröffentlicht wurden (ein x zeigt an, dass keine Banden gefunden wurden). Wenn die Häufigkeiten Teil des formalen Spektraltyps sind, wird der Häufigkeitsindex angezeigt.

Formation

Es gibt zwei verschiedene Klassen von S-Typ-Sternen: intrinsische S-Sterne; und extrinsische S-Sterne. Das Vorhandensein von Technetium wird verwendet, um die beiden Klassen zu unterscheiden, die nur in den intrinsischen S-Typ-Sternen gefunden werden.

Intrinsische S-Sterne

Stellar Eigenschaften als 2  M _☉ solar metallicity roten Riesen entwickelt sich entlang der TP-AGB ein S - Star zu werden und dann ein Kohlenstoffstern

Intrinsische Sterne vom Typ S sind thermisch pulsierende asymptotische Riesenzweige (TP-AGB). AGB-Sterne haben inerte Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerne und werden sowohl in einer inneren Heliumhülle als auch in einer äußeren Wasserstoffhülle fusioniert. Sie sind große coole Giganten der M-Klasse. Die thermischen Pulse, die durch Blitze aus der Heliumhülle erzeugt werden, verursachen eine starke Konvektion in den oberen Schichten des Sterns. Diese Pulse werden stärker, wenn sich der Stern entwickelt, und bei ausreichend massereichen Sternen wird die Konvektion tief genug, um Fusionsprodukte aus dem Bereich zwischen den beiden Schalen an die Oberfläche auszubaggern. Diese Fusionsprodukte umfassen Kohlenstoff- und S-Prozesselemente . Zu den S-Prozesselementen zählen Zirkonium (Zr), Yttrium (Y), Lanthan (La), Technetium (Tc), Barium (Ba) und Strontium (Sr), die mit ZrO, YO und . das charakteristische S-Klassen-Spektrum bilden LaO-Banden sowie Tc-, Sr- und Ba-Linien. Die Atmosphäre von S-Sternen hat ein Kohlenstoff-Sauerstoff-Verhältnis im Bereich von 0,5 bis < 1. Die Kohlenstoffanreicherung wird mit nachfolgenden thermischen Pulsen fortgesetzt, bis die Kohlenstoffhäufigkeit die Sauerstoffhäufigkeit überschreitet, woraufhin der Sauerstoff in der Atmosphäre schnell in CO und Bildung eingeschlossen wird der Oxide nimmt ab. Diese Sterne zeigen SC-Zwischenspektren und eine weitere Kohlenstoffanreicherung führt zu einem Kohlenstoffstern .

Extrinsische S-Sterne

Das durch Neutroneneinfang im s-Prozess erzeugte Technetium-Isotop ist ⁹⁹ Tc und hat eine Halbwertszeit von etwa 200.000 Jahren in einer stellaren Atmosphäre. Jedes der Isotope, die bei der Entstehung eines Sterns vorhanden waren, wäre vollständig zerfallen, bis er zu einem Riesen wurde, und jedes neu gebildete ⁹⁹ Tc, das in einem AGB-Stern ausgebaggert wurde, würde bis zum Ende der AGB-Phase überleben, was es für einen Roten Riesen schwierig macht andere S-Prozesselemente in seiner Atmosphäre ohne Technetium zu haben. Sterne vom Typ S ohne Technetium entstehen durch die Übertragung technetiumreicher Materie sowie anderer ausgebaggerter Elemente von einem intrinsischen S-Stern in einem Doppelsternsystem auf einen kleineren, weniger entwickelten Begleiter. Nach einigen hunderttausend Jahren wird das ⁹⁹ Tc zerfallen sein und ein mit Kohlenstoff und anderen S-Prozesselementen angereicherter technetiumfreier Stern wird zurückbleiben. Wenn dieser Stern ein Roter Riese vom Typ G oder K ist oder wird, wird er als Bariumstern klassifiziert . Wenn er Temperaturen erreicht, die kühl genug sind, damit ZrO-Absorptionsbanden im Spektrum angezeigt werden, etwa der Klasse M, wird er als Stern vom Typ S klassifiziert. Diese Sterne werden als extrinsische S-Sterne bezeichnet.

Verteilung und Nummern

Sterne der Spektralklasse S entstehen nur unter einem engen Bereich von Bedingungen und sind selten. Die Verteilungen und Eigenschaften von intrinsischen und extrinsischen S-Sternen sind unterschiedlich, was ihre unterschiedlichen Entstehungsweisen widerspiegelt.

TP-AGB-Sterne sind in großen Durchmusterungen schwer zuverlässig zu identifizieren, aber Zählungen von normalen leuchtenden AGB-Sternen der M-Klasse und ähnlichen S-Typ- und Kohlenstoffsternen haben unterschiedliche Verteilungen in der Galaxie gezeigt. S-Sterne sind ähnlich verteilt wie Kohlenstoffsterne, aber es gibt nur etwa ein Drittel so viele wie die Kohlenstoffsterne. Beide Arten von kohlenstoffreichen Sternen sind in der Nähe des galaktischen Zentrums sehr selten , machen aber 10% – 20% aller leuchtenden AGB-Sterne in der Sonnenumgebung aus, so dass S-Sterne etwa 5% der AGB-Sterne ausmachen. Auch die kohlenstoffreichen Sterne sind in der galaktischen Ebene stärker konzentriert . Sterne vom Typ S machen eine überproportionale Anzahl von Mira-Variablen aus , 7% in einer Umfrage im Vergleich zu 3% aller AGB-Sterne.

Extrinsische S-Sterne stehen nicht auf der TP-AGB, sondern sind rote Riesenzweigsterne oder frühe AGB-Sterne. Ihre Anzahl und Verbreitung sind ungewiss. Es wurde geschätzt, dass sie zwischen 30 und 70 % aller Sterne vom Typ S ausmachen, obwohl nur ein winziger Bruchteil aller Sterne des Roten Riesenzweigs. Sie sind in der galaktischen Scheibe weniger stark konzentriert, was darauf hindeutet, dass sie zu einer älteren Sternenpopulation gehören als die intrinsische Gruppe.

Eigenschaften

Bei sehr wenigen intrinsischen S-Sternen wurde die Masse direkt mit einer binären Umlaufbahn gemessen, obwohl ihre Massen mithilfe von Mira-Perioden-Masse-Beziehungen oder Pulsationseigenschaften geschätzt wurden. Die beobachteten Massen lagen bei 1,5 – 5  M _☉ bis vor kurzem, als Gaia- Parallaxen dabei halfen, intrinsische S-Sterne mit sonnenähnlichen Massen und Metallizitäten zu entdecken . Modelle der TP-AGB-Entwicklung zeigen, dass die dritte Ausbaggerung größer wird, wenn sich die Schalen zur Oberfläche bewegen, und dass weniger massereiche Sterne weniger Ausbaggerungen erfahren, bevor sie die AGB verlassen. Sterne mit Massen von 1,5 – 2,0  M _☉ werden genug Ausbaggerungen erfahren, um Kohlenstoffsterne zu werden, aber es werden große Ereignisse sein und der Stern wird normalerweise das entscheidende C/O-Verhältnis nahe 1 überspringen, ohne ein S-Typ-Stern zu werden. Massivere Sterne erreichen während mehrerer kleiner Ausbaggerungen allmählich gleiche Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff. Sterne mehr als etwa 4  M _☉ Erfahrung heißen Boden brennt (die an der Basis der konvektiven Hülle aus Kohlenstoff Brennen) , die verhindert , dass sie Kohlenstoffsterne werden, aber sie können immer noch S-Typ - Stars werden , bevor sie einen sauerstoffreichen Zustand zurückkehren. Extrinsische S-Sterne befinden sich immer in Doppelsternsystemen und ihre berechneten Massen liegen bei 1,6 – 2,0  M _☉ . Dies stimmt mit RGB-Sternen oder frühen AGB-Sternen überein.

Intrinsische S-Sterne haben Leuchtstärken um 5.000 – 10.000  L _☉ , obwohl sie normalerweise variabel sind. Ihre Temperaturen liegen im Durchschnitt bei 2.300 K für die Mira-S-Sterne und 3.100 K für die Nicht-Mira-S-Sterne, einige hundert K wärmer als sauerstoffreiche AGB-Sterne und einige hundert K kühler als Kohlenstoffsterne. Deren Radien Durchschnitt etwa 526  R _☉ für die Miras und 270  R _☉ für die Nicht-miras, größer als sauerstoffreiche Sterne und kleiner als Kohlenstoffsterne. Extrinsische S-Sterne haben Helligkeiten von typischerweise um 2.000  L _☉ , Temperaturen zwischen 3.150 und 4.000 K und Radien von weniger als 150  R _☉ . Dies bedeutet, dass sie unterhalb der Spitze des Roten Riesen liegen und normalerweise eher RGB-Sterne als AGB-Sterne sind.

Massenverlust und Staub

Extrinsische S-Sterne verlieren durch ihre Sternwinde beträchtliche Masse , ähnlich wie sauerstoffreiche TP-AGB-Sterne und Kohlenstoffsterne. Typischerweise betragen die Raten etwa 1/10 000 000stel der Sonnenmasse pro Jahr, obwohl sie in Extremfällen wie W Aquilae mehr als zehnmal höher sein können.

Es wird erwartet, dass die Existenz von Staub den Massenverlust in kühlen Sternen vorantreibt, aber es ist unklar, welche Art von Staub sich in der Atmosphäre eines S-Sterns bilden kann, wobei der größte Teil des Kohlenstoffs und Sauerstoffs in CO-Gas eingeschlossen ist. Die Sternwinde von S-Sternen sind vergleichbar mit sauerstoffreichen und kohlenstoffreichen Sternen mit ähnlichen physikalischen Eigenschaften. Im zirkumstellaren Material um S-Sterne gibt es etwa 300-mal mehr Gas als Staub. Es wird angenommen, dass es aus metallischem Eisen , FeSi, Siliziumkarbid und Forsterit besteht . Ohne Silikate und Kohlenstoff wird die Keimbildung vermutlich durch TiC , ZrC und TiO ₂ ausgelöst .

Abgelöste Staubhüllen sind um eine Reihe von Kohlenstoffsternen herum zu sehen, aber keine Sterne vom Typ S. Infrarot-Exzesse weisen darauf hin, dass sich um die meisten intrinsischen S-Sterne Staub befindet, aber der Ausfluss war nicht ausreichend und lang anhaltend genug, um eine sichtbare abgelöste Hülle zu bilden. Es wird angenommen, dass sich die Schalen während einer Superwindphase sehr spät in der AGB-Entwicklung bilden.

Beispiele

BD Camelopardalis ist ein Beispiel für einen extrinsischen S-Stern mit bloßem Auge. Es ist eine langsame unregelmäßige Variable in einem symbiotischen Binärsystem mit einem heißeren Begleiter, der auch variabel sein kann.

Die Mira-Variable Chi Cygni ist ein intrinsischer S-Stern. In der Nähe des maximalen Lichts ist er der hellste Stern vom Typ S am Himmel. Es hat ein variables Spättypspektrum von S6 bis S10 mit Merkmalen von Zirkonium-, Titan- und Vanadiumoxiden, das manchmal an den mittleren MS-Typ grenzt. Eine Reihe anderer prominenter Mira-Variablen wie R Andromedae und R Cygni sind ebenfalls S-Typ-Sterne, ebenso wie die eigentümliche halbreguläre Variable π ¹ Gruis .

Die mit bloßem Auge sichtbaren Sterne ο ¹ Ori ist ein Zwischen MS Sterne und kleiner Amplitude semiregular Variable mit einem DA3 Weißen Zwerg Begleiter. Der Spektraltyp wurde als S3.5/1-, M3III(BaII) oder M3.2IIIaS angegeben.

Verweise