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Die Oberflächentemperatur eines Hauptreihensterns wird durch die Energiemenge, die im Kern erzeugt wird, und durch den Radius des Himmelskörpers bestimmt. Ein wertvolles Werkzeug für seine Messung ist der Farbindex[121], der normalerweise mit der tatsächlichen Temperatur verbunden ist, d. h. mit der Temperatur eines idealen schwarzen Körpers, der seine Energie mit einer Oberflächenhelligkeit ausstrahlt, die der des berücksichtigten Sterns ähnelt. Die tatsächliche Temperatur ist jedoch nur ein repräsentativer Wert: Sterne haben einen Temperaturgradienten, der mit zunehmender Entfernung vom Kern abnimmt[122], dessen Temperatur Werte von zig Millionen (manchmal sogar Milliarden) Kelvin (K) erreicht. [123] Wenn der sterbende Stern eine Masse zwischen 0,08 und 0,4 M hat☉ führt zu einem Weißen Zwerg ohne Zwischenstadium; Liegt ihre Masse dagegen zwischen 0,4 und 8 M☉, verliert sie, bevor sie sich in einen Weißen Zwerg verwandelt, ihre äußersten Schichten in einem spektakulären planetarischen Nebel. [62] Farbdiagramme isolieren diese Effekte. Da die Farb-zu-Farbe-Beziehungen der Hauptreihensterne bekannt sind, kann der Pfad einer theoretischen Hauptsequenz als Referenz in das Diagramm projiziert werden, wie im seitlich dargestellten Diagramm zu sehen ist. Im Lichte der Streuung von interstellarem Staub stellt das Farbdiagramm in der Regel Teile dar, die durch gepunktete Linien begrenzt sind und die Bereiche definieren, in denen Sterne beobachtet werden sollen, deren Licht einen Rötungsprozess durchläuft.

In der Regel wird im Infrarotdiagramm das H-K-Band in der Achse der Achsen und der J-H-Bandachse platziert (siehe Infrarotastronomie für Informationen über die Bezeichnungen der Farbbänder). In einem Diagramm mit diesen Achsen sind Sterne, die rechts von der Hauptsequenz fallen, und Hauptreihensterne, die durch Staub gerötet sind, im K-Band deutlich heller als die unrossierten Hauptreihensterne. Das K-Band ist auch das Band mit der höchsten Wellenlänge, so dass Objekte, die eine ungewöhnlich hohe Helligkeit in diesem Band haben, die sogenannte “Infrarot-Überemission” zeigen. Die Emission solcher Objekte, die in der Regel protostellarer Natur sind, in das K-Band ist auf das Aussterben zurückzuführen, das durch die Gase verursacht wird, in die sie eingetaucht sind. [129] Farb-Farbdiagramme ermöglichen es Ihnen auch, mit guter Annäherung zu bestimmen, in welchem Stadium der Bildung sich der zukünftige Stern befindet, indem Sie einfach seine Position im Diagramm betrachten. [130] Herbigs Ae/Be-Sterne, die zu den Klassen A und B gehören, zeichnen sich durch Spektren aus, die die Wasserstoffemissionslinien (Balmer-Serie) und Kalzium dominieren, das in der Scheibe Rest aus der Akkretionsphase vorhanden ist. [61] Das Innere eines Hauptreihensterns befindet sich in einem Gleichgewichtszustand, in dem die beiden vorherrschenden Kräfte, die Schwerkraft (in Richtung des Mittelpunkts des Sterns) und die thermische Energie der Plasmamasse (an der Oberfläche orientiert) perfekt ausgleichen.