Spektralklassen (Sterne)
(Quelle: Star Trek - Sternenatlas)
Klasse O (Dunkelblau)
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- Temperatur: 28.000 - 50.000 °K
- Zusammensetzung: ionisierte Atome, vor allem Helium
- Beispiel: Mintaka (01-3III) |
Klasse B (Blau)
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- Temperatur: 10.000 - 28.000 °K
- Zusammensetzung: neutrales Helium, Anteile von Wasserstoff
- Beispiel: Alpha Eridani (B3V-IV) |
Klasse A (Hellblau)
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- Temperatur: 7.500 - 10.000 °K
- Zusammensetzung: schwerer Wasserstoff, Anteile ionisierten Metallen
- Beispiel: Sirius (A0-IV) |
Klasse F (Weiß)
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- Temperatur: 6.000 - 7.500 °K
- Zusammensetzung: Wasserstoff, ionisierten Metallen, Kalzium und Eisen
- Beispiel: Procyon (F5V-IV) |
Klasse G (Gelb)
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- Temperatur: 5.000 - 6.000 °K
- Zusammensetzung: ionisiertes Kalzium, neutrale und ionisierte Metalle
- Beispiel: Sol (G2V) |
Klasse K (Orange)
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- Temperatur: 3.500 - 5.000 °K
- Zusammensetzung: neutrale Metalle
- Beispiel: Alpha Centauri (K0-3V) |
Klasse M (Rot)
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- Temperatur: 2.500 - 3.500 °K
- Zusammensetzung: ionisierte Atome, vor allem Helium
- Beispiel: Wolf 359 (M5-8V) |
Die Hauptreihe
Das Hertzsprung-Russel-Diagramm stellt die Spektralklassen oder Temperatur der Sterne gegen ihre absolute Größe (Helligkeit).
Rund 90% der Sterne in unserer Galaxis finden sich in der Hauptreihe. Sie verbleiben dort während ihrer
langen Existenz, in der sie Wasserstoff verbrennen.
Wenn ein Stern den gesamten Wasserstoff in seinem Kern aufgebraucht hat, verlässt er die Hauptreihe und wird zu einem Roten Riesen (oben rechts).
Sterne mit sehr großer Masse können zu Roten Überriesen werden.
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