Neben seiner Leuchtkraftklasse kann ein Stern auch durch seinen Spektraltyp klassifiziert werden. Er gibt Auskunft über die Oberflächentemperatur des Sterns.
Das Spektrum eines Sterns baut auf seinem sogannten Strahlungskontinuum auf und wird von Absorptionslinien (seltener Emissionslinien) charakterisiert. Die Stärke der Absorptionslinien ist zusammen mit der Farbe und der Effektivtemperatur des Sterns maßgebend dafür, welcher Spektralklasse er zugeordgnet wird.
Mit absteigender Temperatur werden Sterne in die sieben Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M unterteilt und besitzen eine zunächst blaue, dann weiße, gelbe und schließlich rot-orange Farbe.
Um die Angabe der Spektralklasse zu präzisieren, wird jede Spektralklasse zusätzlich in zehn Gruppen mit den Ziffern 0 bis 9 unterteilt. So handelt es sich bei Sirius (α CMa) beispielsweise um einen A2-Stern.
Oberflächentemperaturen
Die Farbe eines Sterns ist Ausdruck seiner Oberflächentemperatur \(T_{eff}\). Die blauen O-Sterne sind dabei bedeutend heißer als die orangen M-Sterne, wie es auch dem Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entnehmen ist.
| O | 25.000 - 70.000 K |
| B | 11.000 - 25.000 K |
| A | 7.500 - 11.000 K |
| F | 6000 - 7500 K |
| G | 5000 - 6000 K |
| K | 3500 - 5000 K |
| M | 2000 - 3500 K |
Spektren der einzelnen Klassen
Neben der Farbe macht sich die Oberflächentemperatur eines Sterns vor allem in seinem Spektrum bemerkbar.
Beim Vergleich der Spektren von Sternen verschiedener Spektralklassen fällt auf, dass sich die Intensität ihrer Strahlung mit abnehmender Temperatur in den roten Bereich verschiebt. Zudem variieren die Position und die Intensität der Absorptionslinien.
Weblinks und Einzelnachweise
epsilon-lyrae.de: Charakteristische Merkmale und Linien der SpektralklassenPortal durchsuchen
Von Wasserstoff zu Helium: Die pp-Kette
Für Sterne der Hauptreihe ist die pp-Kette der wichtigste Mechanismus zur Energiegewinnung. Mit ihr werden Wasserstoffkerne zu Helium fusioniert.
Hintergründe zu den Linien der Spektralklassen
Je nach Spektralklasse unterscheiden sich die Spektren von Sternen in ihrer Intensität und im Vorkommen von Spektrallinien. Geschuldet ist dies den physikalischen Bedingungen in den Sternen.
Stellare Kernfusion: Das Kohlenstoffbrennen
Beträgt die Masse eines Sterns mindestens 4 Sonnenmassen, setzt bei hohen Temperaturen die Fusion von Kohlenstoff ein.
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