Eigenschaften von F-Sternen im Überblick

  • Temperatur der Photosphäre: 6'000K bis 7'400K
  • Strahlungsmaximum: ca. 4'900Å (Blau-Grün)
  • B-V Index: +0.3 => Farbe: weiss-gelblich
  • Typische Spektrallinien: Wasserstoff und Metalle

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Spektrallinien von F-Sternen

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F0 Ia Epsilon Aurigae

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F5 IV/V Alpha Canis Minoris (Prokyon)

Die Spektralklasse F zeichnet sich zwar durch starke Wasserstofflinien (H) aus; sie sind aber etwas schwächer als bei der Spektralklasse A, wo sie ihr Maximum erreichen. Ebenfalls charakteristisch für diese Spektralklasse sind die zahlreicher werdenden Absorptionslinien von ionisierten und besonders von elementaren Metallen wie Natrium (Na I). Die bei abnehmender Temperatur schwächer werdende Strahlung der F-Sterne reicht nicht mehr, um den Metallen Elektronen zu entreissen.

Deshalb bleiben diese in der Nähe der Metallatome. Elektronenübergänge zwischen tiefen Elektronenniveaus nahe der Atomkerne führen zu Absorptionslinien im sichtbaren Wellenbereich (Entstehung der Spektrallinien). Daher verursachen tiefer werdende Sterntemperaturen einen deutlichen Anstieg von Spektrallinien. Die tiefere Temperatur in der Photosphäre (Sternaufbau) kann erstmals einfache Moleküle existieren lassen. So kann in Spektren ab der Spektralklasse F3 das G-Band des CH-Moleküls beobachtet werden.

Im stellaren Mittelfeld

F-Sterne sind mit einer Temperatur um 7'000K weder auffällig heiss noch kalt und haben eine durchschnittliche Leuchtkraft. Ihr mässiger Energieverbrauch ermöglicht es ihnen, ein Alter von über einer Milliarde Jahre zu erreichen. Sie leben somit rund 100 Mal länger als Sterne der Spektralklasse O. F-Sterne sind deshalb im Gegensatz zu Sternen früherer Spektralklassen, dabei handelt es sich um die Klassen O, B und A, häufiger. Die Kombination von langer Lebensaduer und mittlerer Leuchtkraft führt dazu, dass wir viele von ihnen am Nachthimmel beobachten können.

Der Überriesenstrang im Hertzsprung-Russell-Diagramm erreicht sein Minimum an Leuchtkraft bei der Spektralklasse F4. F-Überriesen sind daher weniger als eine Grössenklasse heller als F-Hauptreihensterne, obwohl sie einen deutlich grösseren Durchmesser besitzen.

Die Spektralklasse F bildet einen Übergang bei der Energieproduktion. Beziehen heisse Sterne der frühen Spektralklassen O, B und A den Grossteil ihrer Energie aus dem CNO-Zyklus, so gewinnt die Proton-Proton-Reaktion bei kühlen Sternen der späten Spektralklassen G, K und M die Oberhand. Eine Besonderheit innerhalb der Spektralklasse F bilden die instabile Cepheiden.

Galerie von Sternen der Spektralklasse F

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Spektrallinien von F-Sternen

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F0 Ia Epsilon Aurigae

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F0 Ib Alpha Leporis

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F0 III Zeta Leonis

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F0 IV Delta Aquilae

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F0 V Gamma Virginis

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F2 IV Beta Cassiopeiae

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F5 Ib Alpha Persei

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F5 IV/V Alpha Canis Minoris (Prokyon)

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F8 Ia Delta Canis Majoris

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F8 Ib Gamma Cygni


Spektralklassen im Überblick - Quellen