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| Die '''Leuchtkraftklasse''' dient zusammen mit der [[Spektralklasse]] in der [[Astrophysik]] zur [[Klassifizierung der Sterne]] nach charakteristischen Eigenschaften ihrer [[Emissionsspektrum|Spektren]]:
| | #WEITERLEITUNG [[Klassifizierung der Sterne#Leuchtkraftklassen (Entwicklungszustand)]] |
| * die Leuchtkraftklasse eines [[Stern]]s ist durch Eigenschaften bestimmt, die von seiner [[Leuchtkraft]] abhängen; dies sind insbesondere die [[Linienbreite|Breite]] und die Stärke (Höhe) der [[Emissionslinie|Spektrallinie]]n. So haben Riesensterne eine geringere [[Schwerebeschleunigung]] in ihrer [[Photosphäre]] als Zwergsterne gleicher Temperatur, was eine geringere [[Druckverbreiterung]] der Linien bewirkt;
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| * dagegen berücksichtigt die Spektralklasse Eigenschaften, die primär von seiner Oberflächen[[temperatur]] abhängen.
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| Gemeinsam ergeben Spektral- und Leuchtkraftklasse eine zweidimensionale Klassifizierung von [[Sternspektrum|Sternspektren]] (ähnlich dem [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]), deren Nützlichkeit auf der engen Verbindung mit den physikalischen Eigenschaften Temperatur und Leuchtkraft der Sterne beruht.
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| Da die Leuchtkraft eines Sternes in physikalischen Einheiten von seiner Masse, der Größe seiner Oberfläche und seiner [[Effektive Temperatur|Effektivtemperatur]] abhängt, lässt sich allein mit dem Wert der Leuchtkraft noch ''keine'' Aussage über die Leuchtkraftklasse machen; so kann z. B. ein Stern mit der ca. 100-fachen [[Leuchtkraft der Sonne]] ein Hauptreihenstern, ein Unterriese oder ein Riese sein. Zur Ermittlung der Leuchtkraftklasse benötigt man zusätzlich die Angabe der Spektralklasse. Ist diese z. B. ''M0''<!-- wofür steht die 0 hier genau? ist im Artikel zu Spektralklasse nicht zu finden. Oder ist gar nicht Null, sondern der Buchst. O gemeint?-->, so wäre ein Stern mit hundertfacher Sonnenleuchtkraft ein [[Roter Riese]], die vollständige Klassifizierung im MK-System (s.u.) würde ''M0III'' lauten.
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| == MK-System ==
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| Das gebräuchlichste System von Leuchtkraftklassen wurde von [[William Wilson Morgan]] und [[Philip C. Keenan]] entwickelt. Es wird nach den Anfangsbuchstaben ihrer Nachnamen auch als '''MK-System''' bezeichnet bzw. nach dem [[Yerkes-Observatorium]], an dem beide arbeiteten, als '''Yerkes-System'''. In diesem System werden die Sterne wie folgt eingeteilt:
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| {| class="wikitable"
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| |- class="hintergrundfarbe6"
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| ! Leuchtkraftklasse
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| ! Sterntyp
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| |-
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| | 0
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| | [[Hyperriese]]
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| |-
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| | I
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| | [[Überriese]]
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| |-
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| | ''Ia-0, Ia, Iab, Ib''
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| | ''Unterteilung der Überriesen nach abnehmender Leuchtkraft''
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| |-
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| | II
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| | [[heller Riese]]
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| |-
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| | III
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| | „normaler“ [[Riesenstern|Riese]]
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| |-
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| | IV
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| | [[Unterriese]]
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| |-
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| | V
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| | [[Zwergstern|Zwerg]] (Hauptreihenstern)
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| |-
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| | VI
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| | [[Unterzwerg]]
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| |-
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| | VII
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| | [[Weißer Zwerg]]
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| == Zusammenhang mit dem Entwicklungsstand des Sterns ==
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| Die Leuchtkraftklasse gibt den [[Sternentwicklung|Entwicklungs]]stand eines Sternes an, von denen ein Stern in seinem Leben mehrere durchläuft.
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| Wenn der „Geburtsvorgang“ eines Sternes abgeschlossen ist, ist er in der Regel ein [[Hauptreihe]]nstern (V). Sollte seine chemische Zusammensetzung stark von der der anderen Sterne abweichen und zwar derart, dass in seiner Atmosphäre<!-- Chromoshpäre? --> wesentlich weniger [[Metallizität|Metalle]] enthalten sind, kann dieser Stern auch als Unterzwerg (VI) klassifiziert werden. In diesem Entwicklungsstadium bezieht der Stern seine [[Energie]] durch die [[Kernfusion|Fusion]] von [[Wasserstoff]] zu [[Helium]] in seinem Kern, dem so genannten [[Wasserstoffbrennen]]. Dies ist der längste Abschnitt seines Lebens, abgesehen von seinem Endzustand.
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| Beträgt die Masse eines Sternes weniger als die 2,3-fache Masse unserer [[Sonne]], entwickelt der Stern sich zunächst zu einem Unterriesen (IV). Das geschieht dann, wenn in seinem Zentrum kein Wasserstoff mehr vorhanden ist, die Temperatur in seinem Inneren aber nicht zur Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff im [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennen]] ausreicht. Der Stern bezieht seine Energie durch die Fusion von [[Wasserstoff]] zu [[Helium]] in der Schicht (Schale) die den „ausgebrannten“ Kern umgibt (Wasserstoff[[schalenbrennen]]).
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| Wenn die Masse des Heliumkernes eines Unterriesen die 0,45-fache Masse unserer Sonne oder die Masse eines Hauptreihensternes 2,3 Sonnenmassen übersteigt, setzt nach dem Wasserstoffbrennen die Fusion von Helium zu [[Kohlenstoff]] ([[Heliumbrennen]]) ein. Der Stern bläht sich dabei zu einem Riesen (III) auf.
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| Je nach Masse des Sternes kann dieser weitere Stufen der Entwicklung durchlaufen, wobei die Dauer jedes nun folgenden Abschnittes wesentlich kürzer als die vorangegangene ist. Hat ein Stern alle Möglichkeiten der Energiegewinnung, die ihm aufgrund seiner Masse zur Verfügung standen, ausgeschöpft, geht er in einen dauerhaften Endzustand über. Er kann als [[Weißer Zwerg]], [[Neutronenstern]] oder [[Schwarzes Loch]] enden, wobei diese Endstadien nicht in Leuchtkraftklassen eingeordnet werden. In [[Mehrfachsternsystem]]en kann die Entwicklung der Komponenten durch Masseaustausch wesentlich anders verlaufen.
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| == Literatur ==
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| * Joachim Krautter u. a.: ''Meyers Handbuch Weltall.'' 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3.
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| * [[Arnold Hanslmeier]]: ''Einführung in Astronomie und Astrophysik.'' 2. Auflage. Spektrum Akademischer Verlag, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3.
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| [[Kategorie:Stellarphysik]]
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| [[Kategorie:Sternklasse|!Leuchtkraftklasse]]
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