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Hauptreihensterne der Spektralklasse O (oder auch O-Sterne der Leuchtkraftklasse V) sind die größten, heißesten und auch massereichsten (15 bis 90-fache Sonnenmasse) Sterne der Hauptreihe und befinden sich links oben im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die meisten massereichen Sterne gehören in ihrer Anfangsphase dieser Sternklasse an.

Eigenschaften

Sterne dieses Typs haben gewöhnlich eine Masse von etwa 60 Sonnenmassen. Ihre Leuchtkraft ist 30.000 bis 1 Million Mal größer als die der Sonne.[1][2] Aufgrund der höheren Energie hat die Strahlung eine höhere Frequenz und erscheint als blaues Licht. Diese Sterne leuchten vor allen im ultravioletten Bereich. Sie haben eine physikalische Ähnlichkeit mit Blauen Riesen, sind aber kleiner als sie. Ihre Oberflächentemperaturen betragen zwischen 30.000 K und 52.000 K.

Da 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).[3]

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.[4] 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.[5]

Unterklassen

Objekte 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 eher bereits von der Hauptreihe weg.[6]

Beispiele

Ein bei geeigneten Beobachtungsbedingungen mit bloßem Auge sichtbarer Vertreter dieser Sterne ist der kleinere Begleiter des Doppelsterns Almaak (γ And) im Sternbild Andromeda mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 5 mag.[7] Weitere Beispiele von O-Sternen der Hauptreihe sind ζ Ophiuchi, σ Orionis A und 10 Lacertae.[8][9]

Name	Masse in M☉	Radius in R☉	Leuchtkraft in L☉
10 Lacertae	6	4,2	998
σ Orionis A	18	7,7	3300
ζ Ophiuchi	8	5,4	1630

Einzelnachweise

1. Tables 1 and 4, Fabrice Martins, Daniel Schaerer, and D. John Hiller: A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars. In: Astronomy & Astrophysics. 436. Jahrgang, 2005, S. 1049–1065, doi:10.1051/0004-6361:20042386, bibcode:2005A&A...436.1049M.
2. Table 5, William D. Vacca, Catharine D. Garmany, and J. Michael Shull: The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars. In: Astrophysical Journal. 460. Jahrgang, April 1996, S. 914–931, doi:10.1086/177020, bibcode:1996ApJ...460..914V.
3. Scientists Begin To Tease Out A Hidden Star's Secrets, ScienceDaily, 27. Juli 1998. Accessed on line 13. November 2007.
4. 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.
5. 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.
6. 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.
7. BR Online Sterngucker
8. BD-02 1326A, SIMBAD query result. Accessed on line 13. November 2007.
9. 10 Lac, SIMBAD query result. Accessed on line 13. November 2007.

На других языках

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- [de] Hauptreihenstern der Spektralklasse O

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[en] O-type main-sequence star

An O-type main-sequence star (O V) is a main-sequence (core hydrogen-burning) star of spectral type O and luminosity class V. These stars have between 15 and 90 times the mass of the Sun and surface temperatures between 30,000 and 50,000 K. They are between 40,000 and 1,000,000 times as luminous as the Sun.

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[ru] Звёзды главной последовательности спектрального класса O

Звезды главной последовательности спектрального класса O (O V) — карликовые звезды главной последовательности, использующие водород в качестве «топлива», спектрального класса O и класса светимости V. Эти звезды имеют массу в 15-90 раз больше массы Солнца и температуры поверхности от 30 000 К до 50 000 К. Звезды O-класса чрезвычайно яркие: от 40 000 до 1 000 000 раз больше светимостей Солнца и голубые по цвету. Поскольку звезды главной последовательности называются карликовыми звёздами, то этот класс звёзд можно также назвать голубыми карликами (не путать с называемым так же голубым карликом — гипотетическим классом звёзд массой от 0,5 солнечной и ниже).

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