SPEKTROGRAPHIE

Spektralklasse B

Temperatur der Photosphäre: 9'900K bis 28'000K
Strahlungsmaximum: ca. 2'500Å (Ultraviolett)
B-V Index: -0.2 => Farbe: weiss-bläulich
Typische Spektrallinien: Helium I und Wasserstoff

Die Absorptionslinien von elementarem Helium (He I) und Wasserstoff (H) dominieren bei der Spektralklasse B. Die Stärke der He I-Absorptionslinien erreichen ihr Maximum bei B2. Spektrallinien der Balmerserie nehmen hingegen bei sinkender Temperatur von B0 bis B9 stetig zu und erreichen erst in der Spektralklasse A ihr Maximum. Dies hat folgenden Grund: Als Edelgas besitzt He I eine äusserst stabile Elektronenkonfiguration und die höchste Ionisierungsenergie aller Elemente. Daher wird mehr Energie und somit eine höhere Temperatur benötigt, um Elektronen von elementarem Helium als von Wasserstoff auf ein energetisch höheres Niveau zu befördern (vergl. Entstehung der Spektrallinien). Deshalb finden wir das Maximum von He I-Spektrallinien in einer früheren und heisseren Spektralklasse (B2) als dasjenige der Balmerserie. Nebst den starken Absorptionslinien von He I und H können auch schwache Spektrallinien von mehrfach ionisierten Elementen wie Sauerstoff, Silicium und Kohlenstoff beobachtet werden. Eine Besonderheit der Spektralklasse B sind die Be-Sterne, die auffällige Emissionslinien in ihren Spektren aufweisen.

Heisse bläuliche Kolosse

Wie Sterne der Spektralklasse O sind diejenigen der Spektralklasse B extrem heiss und verbrennen somit ihren Vorrat an Wasserstoff so schnell, dass sie «nur» ein Alter von etwa 100 Millionen Jahren erreichen können. Somit kommen sie hauptsächlich in der galaktischen Ebene in Assoziationen mit Sternen der Spektralklasse O vor, da sich auch letztere während ihres kurzen Lebens nicht weit von ihrer Geburtsstätte entfernen können. Daher sind B-Sterne zwar Raritäten in der Milchstrasse, sind aber derart hell, dass ein Drittel der hundert hellsten Sterne am Sternenhimmel zur Spektralklasse B gehört. Der grösste Teil ihrer Strahlung senden sie aufgrund ihrer hohen Temperatur im ultravioletten Bereich aus. Diese hochenergetische Strahlung reicht ab B2 aus, um das Leuchten von Emissionsnebeln anzuregen. Im Vergleich zu den Hauptreihensternen, die ein Gewicht von 3-20 Sonnenmassen besitzen, sind Riesen der Spektralklasse B nur wenig grösser. Deshalb ist der Riesenstrang im Hertzsprung-Russel-Diagramm nahe bei der Hauptreihe. Auch die Überriesen sind mit einem Radius «nur» einer astronomischen Einheit etwa zehnmal kleiner als Überriesen der Spektralklasse M, strahlen aber pro Quadratmeter Oberfläche 300-mal mehr Energie ab.

Galerie von Sternen der Spektralklasse B