Hauptreihenstern der Spektralklasse O
Ein Hauptreihenstern der Spektralklasse O ist ein Stern der Spektralklasse O und der Leuchtkraftklasse V. Ein Beispiel für einen O-Hauptreihenstern stellt Zeta Ophiuchi dar. Die O-Hauptreihensterne befinden sich links im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Sie sind die massereichsten Hauptreihensterne und aufgrund ihrer Masse extrem viel kurzlebiger als zum Beispiel die Sonne, die ein Gelber Zwerg ist.
Eigenschaften
BearbeitenO-Hauptreihensterne weisen Massen von etwa 18 bis über 60 Sonnenmassen Oberflächentemperaturen von etwa 31.500 K bis über 45.000 K auf.[1][2] Ihre Leuchtkraft ist 30.000 bis 1 Million Mal größer als die der Sonne.[3][4] Aufgrund der höheren Energie hat die Strahlung eine höhere Frequenz und erscheint als blaues Licht. Diese Sterne leuchten vor allem im ultravioletten Bereich. Sie haben eine physikalische Ähnlichkeit mit Blauen Riesen, sind aber kleiner als sie.
Spektrale Standardsterne
BearbeitenDer revidierte Yerkes Atlas (Johnson & Morgan 1953)[5] listet 8 O-Hauptreihensterne als Standard, wobei im Laufe der Zeit einige auf der Liste entfernt wurden. Die Anker des MK-Systems bilden folgende Sterne[6]:
- S Monocerotis (O7V)
- 10 Lacertae (O9V)
Entwicklung
BearbeitenEin O-Hauptreihenstern verweilt während seiner Existenz ca. 3–10 Mio. Jahre in der Hauptreihe.[7]
Vorkommen
BearbeitenDa der relative Anteil massereicher Sterne klein ist und ihre Lebensdauer kurz (bedingt durch die schnellere innere Fusionsreaktion mit steigender Masse), gibt es nur sehr wenige Sterne dieser Art (nur etwa einer von 10 Millionen Sternen; total in der Milchstraße etwa 20.000).[8][9]
O-Sterne kommen sehr häufig in Doppelsternsystemen vor. Ihr Anteil ist zu mehr als 75 % geschätzt worden, wobei die Entdeckung eines Begleiters durch die hohe Leuchtkraft des O-Sterns sowie die schnelle Rotation des frühen Sterns erschwert wird. Die schnelle Rotation verbreitet durch den Doppler-Effekt die Spektrallinien und in Kombination mit der hohen Leuchtkraft sind die Spektrallinien des Begleiters nicht mehr nachweisbar.[10] Wegen der hohen Rate an Doppelsternen entstehen die O-Sterne wahrscheinlich überwiegend aus der Verschmelzung in wechselwirkenden Mehrfachsystemen. Diese massereichen Sterne sind die Vorläufer von Kernkollaps-Supernovae, einem Teil der Gamma Ray Bursts, Millisekundenpulsare und der doppelten Neutronensterne.[11]
Unterklassen
BearbeitenObjekte werden in die Unterklasse O Vz eingeteilt anhand der Relation der Äquivalentbreite der Heliumlinien HeII4686/HeI4541. Diese Sterne mit einer relativ schwachen HeI4541-Absorptionslinie sind im Mittel jünger und haben sowohl eine geringere Leuchtkraft als auch Sternwinde. Die Entstehung der Vz-Subklasse könnte auch stark abhängig von der Metallizität sein. Tritt die HeII4686-Linie in Emission auf, so werden die Sterne als Of-Sterne klassifiziert. Diese Sterne zeigen starke Sternwinde und entwickeln sich bereits von der Hauptreihe weg.[12]
Planeten um Hauptreihensterne der Spektralklasse O
BearbeitenMit gegenwärtigen Methoden zur Detektion von Exoplaneten ist es am einfachsten, solche in verhältnismäßig engen Bahnen um Rote Zwerge nachzuweisen. Bisher konnten keine Exoplaneten um diese kurzlebigen Giganten nachgewiesen werden.
Beispiele
BearbeitenEin bei geeigneten Beobachtungsbedingungen mit bloßem Auge sichtbarer Vertreter dieser Sterne ist ζ Ophiuchi, viele weitere Hauptreihensterne der Spektralklasse O sind ebenfalls freiäugig zu sehen, jedoch deutlich weniger hell.
| Name | Spektralklasse | Masse in M☉ |
Radius in R☉ |
Leuchtkraft in L☉ |
|---|---|---|---|---|
| 9 Sagittarii A | O4 V((f))z | 32 | 11 | 480.000 |
| S Monocerotis Aa | O7 V | 29 | 10 | 210.000 |
| θ1 Orionis C1 | O7 Vp | 34 | 8 | 250.000 |
| 10 Lacertae | O9 V | 22 | 7 | 70.000 |
| ζ Ophiuchi | O9.5 V | 20 | 8 | 75.000 |
| σ Orionis Aa | O9.5 V | 18 | 6 | 42.000 |
Einzelnachweise
Bearbeiten- ↑ Mark J. Pecaut, Eric E. Mamajek: Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 208. Jahrgang, 1. September 2013, ISSN 0067-0049, S. 9, doi:10.1088/0067-0049/208/1/9, arxiv:1307.2657, bibcode:2013ApJS..208....9P.
- ↑ Eric Mamajek: A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence. 16. April 2022, abgerufen am 2. Januar 2025.
- ↑ Tables 1 and 4, Fabrice Martins, Daniel Schaerer, D. John Hiller: A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars. In: Astronomy & Astrophysics. 436. Jahrgang, 3. Juni 2005, S. 1049–1065, doi:10.1051/0004-6361:20042386, bibcode:2005A&A...436.1049M (englisch).
- ↑ Table 5, William D. Vacca, Catharine D. Garmany, J. Michael Shull: The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars. In: Astrophysical Journal. 460. Jahrgang, 1. April 1996, S. 914–931, doi:10.1086/177020, bibcode:1996ApJ...460..914V (englisch).
- ↑ H.L. Johnson & W.W. Morgan: Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the Revised System of the Yerkes Spectral Atlas. In: The Astrophysical Journal. 117. Jahrgang, Mai 1953, S. 313, doi:10.1086/145697, bibcode:1953ApJ...117..313J.
- ↑ Robert F. Garrison: A Hierarchy of Standards for the MK Process. In: ADS (Harvard astrophysics data system). bibcode:1994ASPC...60....3G.
- ↑ Main Sequence Stars. Australia Telescope National Facility, archiviert vom (nicht mehr online verfügbar) am 3. Dezember 2024; abgerufen am 30. November 2024 (englisch).
- ↑ Scientists Begin To Tease Out A Hidden Star's Secrets. In: sciencedaily.com. 27. Juli 1998, abgerufen am 2. Januar 2025 (englisch).
- ↑ Glenn Ledrew: The Real Starry Sky. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Band 95, Februar 2001, S. 32, bibcode:2001JRASC..95...32L.
- ↑ S.J. Williams, D.R. Gies, T.C. Hillwig, M.V. McSwain, W. Huang: Radial Velocities of Galactic O-Type Stars. II. Single-lined Spectroscopic Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1209.2135.
- ↑ R. Chini, A. Barr, L.S. Buda, T. Dembsky, H. Drass, A. Nasseri, V.H. Hoffmeister, K. Fuhrmann: The Multiplicity of High-Mass Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1306.1811.
- ↑ C. Sabín-Sanjulián et al.: The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XIII: On the nature of O Vz stars in 30 Doradus. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1312.3278v1.