Eigenschaften von O-Sternen im Überblick

  • Temperatur der Photosphäre: 28'000K bis über 50'000K
  • Strahlungsmaximum: ca. 1'000Å (Ultraviolett)
  • B-V Index: -0.3 => Farbe: bläulich
  • Typische Spektrallinien: Helium I und Helium II

Galerie von Sternen der Spektralklasse O

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Spektrallinien von O-Sternen

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O6 Ia Lambda Cephei

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O8 III Lambda Orionis

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O9 III Zeta Ophiuchi

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O9.5 Iab Zeta Orionis

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O9.5 II Delta Orionis

Spektren der Spektralklasse O zeichnen sich durch starke Absorptionslinien von elementarem (He I) und einfach ionisiertem Helium (He II) aus. Die Spektrallinien der Balmerserie sind noch ziemlich schwach und erreichen ihr Maximum erst bei tieferen Temperaturen in der Spektralklasse A. In hochaufgelösten Spektrogrammen können auch Absorptionslinien von interstellaren Staub- oder Gaswolken auftreten, da alle uns bekannten O-Sterne sehr weit von uns entfernt sind. Somit muss das Licht einen langen Weg zu uns zurücklegen und die Wahrscheinlichkeit vergrössert sich, dass es auf dem Weg auf interstellares Material trifft.

Kurzlebige blaue Giganten

Sterne der Spektralklasse O haben extrem heisse Photosphären (bis zu 50'000K, fast 10-mal heisser als die Sonne). Entsprechend wird viel Kernbrennstoff verbraucht. Dies geschieht mit Hilfe des CNO-Zyklus. Der grosse Verbrauch führt zu einer so kurzen Lebensdauer, dass nur 0.00004% aller Hauptreihensterne unserer Milchstrasse zum Spektraltyp O gehören! Sie kommen nur in Assoziationen mit Sternen der Spektralklasse B vor, da sich auch diese Sterne während ihrer kurzen Lebensdauer nicht weit von ihrer Geburtsstätte (meist einer Gaswolke) entfernen können. Deshalb sind helle O-Sterne selten. Am Nordhimmel kommen die meisten im Sternbild Orion vor.

Wegen der hohen Temperatur senden diese Sterne den grössten Teil ihrer Strahlung im kurzwelligen, ultravioletten Bereich aus. Diese hochenergetische Strahlung reicht aus, um Wasserstoffatome in benachbarten H-II-Regionen zu ionisieren und somit Plasma entstehen zu lassen (Photoionisation). Das Gegenteil davon, nämlich das Einfangen eines Elektron durch einen Wasserstoff-Atomkern, wird Strahlungsrekombination genannt. Dabei wird jeweils ein rotes Photon ausgesandt. Das ständige Wechselspiel zwischen Photoionisation und Strahlungsrekombination im gesamten H-II-Gebiet führt zur Bildung von prächtigen Emissionsnebeln. Das bekannteste Beispiel hierfür ist der Orionnebel (M42; Spektren von Nebeln).

O-Sterne sind (abgesehen von exotischen Sonderfällen) nicht nur die heissesten Sterne im Weltraum, sondern auch die leuchtkräftigsten und massereichsten mit einem Gewicht von bis zu 120 Sonnenmassen. Noch schwerere Sterne können nicht entstehen, da sie unter ihrer eigenen Gravitation sofort zusammenbrechen würden.

Hat ein O-Sterne am Ende seines "kurzen" Lebens (das allerdings doch mehrere Millionen Jahre dauert) seine Vorräte an Kernnbrennstoff verbraucht, explodiert er spektakulär als Supernova. Zurück bleibt im Zentrum ein kleiner, extrem dichter Neutronenstern. Das restliche Material, der Supernovaüberrest, dehnt sich als Gaswolke aus. Diese verbreitet im Weltall schwere Elemente, die in ferner Zukunft wieder zur Bildung eines neuen Sterns und vielleicht sogar eines Planetensystems beitragen können.

Spektralklassen im Überblick - Quellen