Liichtkraaftklass

D**'Liichtkraaftklass** ass e Begrëff aus der Astrophysik an déngt zesumme mat der Spektralklass dozou bäi, fir d'Stären no physikalesche Krittären ze klassifizéieren. Haaptsächlech d'Kärgréisst ass dobäi d'Liichtkraaft vun de Stären.

D'System gouf vum William Wilson Morgan an dem Philip. C. Keenan entwéckelt. Et gëtt no den Ufanksbuschtawe vun hirem Nonimm och als **MK-System** an no dem Yerkes-Observatoire, wou déi zwéi geschafft hunn, als **Yerkes-System** bezeechent. An dësem System ginn d'Stären agedeelt an:

D'Liichtkraaftklass gëtt den Entwécklungszoustand vun engem Stär un. E Stär duerchleeft a sengem Liewe verschidde Liichtkraaftklassen.

Wann de „Gebuertsvirgang“ vun engem Stär ofgeschloss ass, ass et an der Reegel en Haaptreiestär (V). Sollt seng cheemesch Zesummesetzung staark vun deenen anere Stären ofwäichen an zwar sou, datt a senger Atmosphär vill manner Metaller enthale sinn, kann dëse Stär och als Ënnerzwerg (VI) klassifizéiert ginn. An dësem Entwécklungsstadium kritt de Stär seng Energie duerch d'Fusioun vu Waasserstoff zu Helium a sengem Kär, dem sougenannte Waasserstoffbrennen. Dëst ass de längsten Ofschnëtt vu sengem Liewen, ofgesi vu sengem Ennzoustand.

Huet d'Mass vun engem Stär manner wéi déi 2,3-fach Mass vun eiser Sonn, entwéckelt de Stär sech am Ufank zu engem Ënnerris (IV). Dat geschitt dann, wann a sengem Zentrum kee Waasserstoff méi ass, d'Temperatur bannendran awer net zu der Verschmëlzung vun Helium zu Kuelestoff am Heliumbrennen duergeet. De Stär kritt seng Energie duerch d'Fusioun vu Waasserstoff zu Helium an der Schicht (Schuel) déi ëm den „ausgebrannte“ Kär ass. (Waasserstoffschuelebrennen).

Wann d'Mass vum Heliumkär vun engem Ënerris déi 0,45-fach Mass vun eiser Sonn oder d'Mass vun engem Haaptreiestär 2,3 Sonnemassen iwwerschreit, kënnt no dem Waasserstoffbrennen d'Fusioun vun Helium zu Kuelestoff (Heliumbrennen). De Stär leeft dobäi zu engem Ris (III) op.

Jee no Mass vum Stär kann dëse weider Stufe vun der Entwécklung duerchlafen, woubäi d'Dauer vun allen Ofschnëtter déi duerno kommen, méi kuerz si wéi déi Periode virdrun. Wann e Stär all Méiglechkeete vun der Energiegewënnung, déi him opgrond vu senger Mass zoustoungen, gebraucht huet, geet hien an e bestännegen Ennzoustand iwwer. Hie kann als Wäissen Zwerg, Neutronestär oder Schwaarzt Lach enden, woubäi dës Endstadien net a Liichtkraaftklassen agegliddert ginn. A Méifachstäresystemer kann d'Entwécklung vun de Komponenten duerch Massenaustausch ganz anescht verlafen.

Well d'Liichtkraaft vun engem Stär a physikaleschen Eenheete vu senger Mass, der Gréisst vu senger Uewerfläch a senger Effektivtemperatur ofhängt, léisst sech mat dem Wäert vun der Liichtkraaft eleng nach keng Ausso iwwer d'Liichtkraaftklass vun engem Stär maachen. Sou kann zum Beispill e Stär mat zirka der 100-facher Liichtkraaft vun eiser Sonn en Haaptreiestär, en Ënnerris oder e Ris sinn. Et brauch een zousätzlech d'Angabe vun der Spektralklass. Ass dës zum Beispill M0 sou wier e Stär mat honnertfacher Sonneliichtkraaft e Roude Ris. Déi vollstänneg Klassifizéierung am MK-System géif dann M0III heeschen.

## Literatur
* Joachim Krautter u.&nbsp;a.: *Meyers Handbuch Weltall.* 7. Oplo. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3.
* Arnold Hanslmeier: *Einführung in Astronomie und Astrophysik.* 2. Oplo. Spektrum Akademischer Verlag, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3.

## Kuckt och