Experten stellen mehrere Theorien über ihr Auftreten auf. Der wahrscheinlichste von unten sagt, dass solche blauen Sterne sehr lange binär waren und einen Verschmelzungsprozess hatten. Wenn sich 2 Sterne vereinen, erscheint ein neuer Stern mit viel größerer Helligkeit, Masse und Temperatur.

Beispiele für blaue Sterne:

• Gamma-Segel;
• Riegel;
• Zeta-Orion;
• Alpha-Giraffe;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Weiße Sterne - weiße Sterne

Ein Wissenschaftler entdeckte einen sehr schwachen weißen Stern, der ein Satellit von Sirius war und Sirius B genannt wurde. Die Oberfläche dieses einzigartigen Sterns wird auf 25.000 Kelvin erhitzt und sein Radius ist klein.

Beispiele für weiße Sterne:

• Altair im Sternbild Adler;
• Wega im Sternbild Lyra;
• Rolle;
• Sirius.

gelbe Sterne - gelbe Sterne

Solche Sterne leuchten gelb und ihre Masse liegt innerhalb der Sonnenmasse - sie beträgt etwa 0,8-1,4. Die Oberfläche solcher Sterne wird normalerweise auf eine Temperatur von 4-6 Tausend Kelvin erhitzt. Ein solcher Stern lebt etwa 10 Milliarden Jahre.

Beispiele für gelbe Sterne:

• Stern HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

rote sterne rote sterne

Die ersten roten Sterne wurden 1868 entdeckt. Ihre Temperatur ist ziemlich niedrig und die äußeren Schichten der Roten Riesen sind mit viel Kohlenstoff gefüllt. Früher bestanden solche Sterne aus zwei Spektralklassen – N und R, aber jetzt konnten Wissenschaftler eine weitere gemeinsame Klasse identifizieren – C.

Jeder kennt drei Aggregatzustände – fest, flüssig und gasförmig.. Was passiert mit einem Stoff, wenn er in einem geschlossenen Volumen nacheinander auf hohe Temperaturen erhitzt wird? - Sequenzieller Übergang von einem Aggregatzustand in einen anderen: Festes Flüssiggas(aufgrund der Zunahme der Bewegungsgeschwindigkeit von Molekülen mit zunehmender Temperatur). Bei weiterer Erwärmung des Gases bei Temperaturen über 1.200 ° C beginnt der Zerfall von Gasmolekülen in Atome und bei Temperaturen über 10.000 ° C ein teilweiser oder vollständiger Zerfall von Gasatomen in ihre elementaren Bestandteile - Elektronen und Atomkerne. Plasma ist der vierte Aggregatzustand, in dem die Moleküle oder Atome der Materie durch hohe Temperaturen oder aus anderen Gründen teilweise oder vollständig zerstört werden. 99,9 % der Materie im Universum befindet sich im Plasmazustand.

Sterne sind eine Klasse kosmischer Körper mit einer Masse von 10 26 -10 29 kg. Ein Stern ist ein kugelförmiger kosmischer Körper aus heißem Plasma, der sich in der Regel im hydrodynamischen und thermodynamischen Gleichgewicht befindet.

Wird das Gleichgewicht gestört, beginnt der Stern zu pulsieren (seine Dimensionen, Leuchtkraft und Temperatur ändern sich). Der Stern wird zu einem veränderlichen Stern.

variabler Stern ist ein Stern, dessen Brillanz (scheinbare Helligkeit am Himmel) sich im Laufe der Zeit ändert. Ursache für die Variabilität können physikalische Prozesse im Inneren des Sterns sein. Solche Sterne werden genannt physikalische Größen(zum Beispiel δ Cephei. Veränderliche Sterne, die ihm ähnlich waren, begannen genannt zu werden Cepheiden).

treffen und Eclipse-Variablen Sterne, deren Variabilität durch gegenseitige Finsternisse ihrer Komponenten verursacht wird(z. B. β Perseus - Algol. Seine Variabilität wurde erstmals 1669 vom italienischen Ökonomen und Astronomen Geminiano Montanari entdeckt).

Verdunkelnde veränderliche Sterne sind immer doppelt, diese. bestehend aus zwei eng beieinander liegenden Sternen. Veränderliche Sterne auf Sternenkarten werden durch einen eingekreisten Kreis angezeigt:

Sterne sind nicht immer Kugeln. Wenn sich der Stern sehr schnell dreht, ist seine Form nicht kugelförmig. Der Stern schrumpft von den Polen und wird wie eine Mandarine oder ein Kürbis (z. B. Vega, Regulus). Wenn der Stern doppelt ist, beeinflusst die gegenseitige Anziehung dieser Sterne auch ihre Form. Sie werden eiförmig oder melonenförmig (zum Beispiel Bestandteile des Doppelsterns β Lyra oder Spica):

Sterne sind die Hauptbewohner unserer Galaxie (unsere Galaxie wird mit einem Großbuchstaben geschrieben). Es enthält etwa 200 Milliarden Sterne. Selbst mit den größten Teleskopen kann nur ein halbes Prozent der Gesamtzahl der Sterne in der Galaxie gesehen werden. Mehr als 95 % aller in der Natur beobachteten Materie ist in Sternen konzentriert. Die restlichen 5 % sind interstellares Gas, Staub und alle nicht leuchtenden Körper.

Abgesehen von der Sonne sind alle Sterne so weit von uns entfernt, dass sie selbst in den größten Teleskopen als leuchtende Punkte unterschiedlicher Farbe und Brillanz beobachtet werden. Der Sonne am nächsten ist das α-Centauri-System, das aus drei Sternen besteht. Einer von ihnen – ein Roter Zwerg namens Proxima – ist der nächste Stern. Er ist 4,2 Lichtjahre entfernt. Zum Sirius - 8.6 St. Jahre, nach Altair - 17 St. Jahre. Nach Vega - 26 St. Jahre. Zum Nordstern - 830 St. Jahre. Nach Deneb - 1.500 St. Jahre. Zum ersten Mal konnte 1837 die Entfernung zu einem anderen Stern (es war Vega) V.Ya bestimmen. Struve.

Der erste Stern, der es geschafft hat, ein Bild der Scheibe (und sogar einiger Flecken darauf) zu bekommen, ist Beteigeuze (α Orion). Aber das liegt daran, dass Beteigeuze im Durchmesser 500-800 Mal größer ist als die Sonne (der Stern pulsiert). Ein Bild der Scheibe von Altair (α Eagle) wurde ebenfalls erhalten, aber das liegt daran, dass Altair einer der nächsten Sterne ist.

Die Farbe von Sternen hängt von der Temperatur ihrer äußeren Schichten ab. Temperaturbereich - von 2000 bis 60000 °C. Die kältesten Sterne sind rot und die heißesten blau. An der Farbe des Sterns können Sie beurteilen, wie heiß seine äußeren Schichten sind.

Beispiele für rote Sterne: Antares (α Skorpion) und Beteigeuze (α Orion).

Beispiele für orangefarbene Sterne: Aldebaran (α Stier), Arcturus (α Bootes) und Pollux (β Zwillinge).

Beispiele für gelbe Sterne: Sonne, Capella (α Aurigae) und Toliman (α Centauri).

Beispiele für gelblich-weiße Sterne sind Procyon (α Minor Canis) und Canopus (α Carinae).

Beispiele für weiße Sterne sind Sirius (α Canis Major), Vega (α Lyrae), Altair (α Eagle) und Deneb (α Cygnus).

Beispiele für bläuliche Sterne: Regulus (α Leo) und Spica (α Virgo).

Da von den Sternen nur sehr wenig Licht kommt, kann das menschliche Auge nur die hellsten Farbnuancen unterscheiden. Durch ein Fernglas und noch mehr durch ein Teleskop (sie fangen mehr Licht ein als das Auge) wird die Farbe der Sterne deutlicher.

Die Temperatur steigt mit der Tiefe. Selbst die kältesten Sterne im Zentrum erreichen Millionen Grad. Die Sonne hat etwa 15.000.000 ° C im Zentrum (sie verwenden auch die Kelvin-Skala - die Skala der absoluten Temperaturen, aber wenn es um sehr hohe Temperaturen geht, kann der Unterschied von 273 º zwischen der Kelvin- und der Celsius-Skala vernachlässigt werden).

Was heizt das Sterneninnere so stark auf? Es stellt sich heraus, dass es welche gibt thermonukleare Prozesse, was zu einer enormen Energiefreisetzung führt. Im Griechischen bedeutet "Thermos" warm. Das wichtigste chemische Element, aus dem Sterne bestehen, ist Wasserstoff. Er ist der Brennstoff für thermonukleare Prozesse. Bei diesen Prozessen werden die Kerne von Wasserstoffatomen in Kerne von Heliumatomen umgewandelt, was mit einer Energiefreisetzung einhergeht. Die Zahl der Wasserstoffkerne im Stern nimmt ab, während die Zahl der Heliumkerne zunimmt. Im Laufe der Zeit werden im Stern weitere chemische Elemente synthetisiert. Alle chemischen Elemente, aus denen die Moleküle verschiedener Substanzen bestehen, wurden einst in den Tiefen der Sterne geboren."Sterne sind die Vergangenheit des Menschen, und der Mensch ist die Zukunft des Sterns" - das wird manchmal bildlich gesagt.

Der Vorgang, bei dem ein Stern Energie in Form von elektromagnetischen Wellen und Teilchen abgibt, wird als Strahlung. Sterne strahlen Energie nicht nur in Form von Licht und Wärme aus, sondern auch andere Arten von Strahlung - Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, Ultraviolett, Radiostrahlung. Außerdem senden Sterne Ströme neutraler und geladener Teilchen aus. Diese Ströme bilden den Sternwind. Sternenwind ist der Prozess des Abflusses von Materie von Sternen in den Weltraum. Infolgedessen nimmt die Masse der Sterne ständig und allmählich ab. Es ist der Sternenwind von der Sonne (Sonnenwind), der zum Erscheinen von Polarlichtern auf der Erde und anderen Planeten führt. Es ist der Sonnenwind, der die Schweife der Kometen von der Sonne ablenkt.

Sterne erscheinen natürlich nicht aus der Leere (der Raum zwischen Sternen ist kein absolutes Vakuum). Das Material ist Gas und Staub. Sie sind ungleichmäßig im Raum verteilt und bilden formlose Wolken von sehr geringer Dichte und enormer Ausdehnung - von ein oder zwei bis zu mehreren zehn Lichtjahren. Solche Wolken werden genannt diffus Gas- und Staubnebel. Die Temperatur in ihnen ist sehr niedrig - etwa -250 °C. Aber nicht jeder Gas-Staub-Nebel produziert Sterne. Einige Nebel können lange Zeit ohne Sterne existieren. Welche Bedingungen sind für den Beginn des Prozesses der Sternengeburt notwendig? Die erste ist die Masse der Wolke. Wenn nicht genug Materie vorhanden ist, wird der Stern natürlich nicht erscheinen. Zweitens Kompaktheit. In einer zu ausgedehnten und lockeren Wolke können die Prozesse ihrer Kompression nicht beginnen. Nun, und drittens brauchen wir einen Samen - d.h. ein Bündel aus Staub und Gas, das später zum Embryo eines Sterns wird - eines Protosterns. Protostern ist ein Stern im Endstadium seiner Entstehung. Wenn diese Bedingungen erfüllt sind, beginnt die Gravitationskompression und Erwärmung der Wolke. Dieser Prozess endet Sternentstehung- die Entstehung neuer Sterne. Dieser Prozess dauert Millionen von Jahren. Astronomen haben Nebel gefunden, in denen der Prozess der Sternentstehung in vollem Gange ist - einige Sterne sind bereits erleuchtet, andere haben die Form von Embryonen - Protosterne, und der Nebel ist noch erhalten. Ein Beispiel ist der Große Nebel des Orion.

Die wichtigsten physikalischen Eigenschaften eines Sterns sind Leuchtkraft, Masse und Radius.(oder Durchmesser), die aus Beobachtungen bestimmt werden. Wenn man sie sowie die chemische Zusammensetzung des Sterns (die durch sein Spektrum bestimmt wird) kennt, ist es möglich, das Modell des Sterns zu berechnen, d.h. physikalische Gegebenheiten in ihren Tiefen zu erforschen, die darin ablaufenden Prozesse zu erforschen.Lassen Sie uns näher auf die Hauptmerkmale von Sternen eingehen.

Gewicht. Die Masse kann nur durch die Gravitationswirkung des Sterns auf die umgebenden Körper direkt abgeschätzt werden. Die Masse der Sonne beispielsweise wurde aus den bekannten Umlaufzeiten der sie umgebenden Planeten bestimmt. Andere Sterne beobachten Planeten nicht direkt. Eine zuverlässige Massemessung ist nur für Doppelsterne möglich (in diesem Fall wird das von Newton III verallgemeinerte Keplersche Gesetz verwendet, no und dann ist der Fehler 20-60%). Etwa die Hälfte aller Sterne in unserer Galaxie sind Doppelsterne. Die Massen der Sterne reichen von ≈0,08 bis ≈100 Sonnenmassen.Sterne mit einer Masse von weniger als 0,08 der Sonnenmasse existieren nicht, sie werden einfach nicht zu Sternen, sondern bleiben dunkle Körper.Sterne mit einer Masse von mehr als 100 Sonnenmassen sind extrem selten. Die meisten Sterne haben Massen von weniger als 5 Sonnenmassen. Das Schicksal des Sterns hängt von der Masse ab, d.h. das szenario, nach dem sich der stern entwickelt, entwickelt sich. Kleine kalte Rote Zwerge verbrauchen Wasserstoff sehr sparsam und haben daher eine Lebensdauer von Hunderten von Milliarden Jahren. Die Lebensdauer der Sonne - eines gelben Zwergs - beträgt etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat bereits etwa die Hälfte ihres Lebens gelebt). Massive Überriesen verbrauchen schnell Wasserstoff und sterben innerhalb weniger Millionen Jahre nach ihrer Geburt aus. Je massereicher der Stern, desto kürzer sein Lebensweg.

Das Alter des Universums wird auf 13,7 Milliarden Jahre geschätzt. Daher gibt es noch keine Sterne, die älter als 13,7 Milliarden Jahre sind.

• Sterne mit Masse 0,08 die Massen der Sonne sind braune Zwerge; Ihr Schicksal ist die ständige Kontraktion und Abkühlung mit dem Ende aller thermonuklearen Reaktionen und die Umwandlung in dunkle planetenähnliche Körper.

• Sterne mit Masse 0,08-0,5 Die Masse der Sonne (dies sind immer rote Zwerge) beginnt nach dem Verbrauch von Wasserstoff langsam zu schrumpfen, während sie sich erwärmt und zu einem weißen Zwerg wird.
  

• Sterne mit Masse 0,5-8 Massen der Sonne verwandeln sich am Ende ihres Lebens zuerst in Rote Riesen und dann in Weiße Zwerge. In diesem Fall sind die äußeren Schichten des Sterns in der Form im Weltraum verstreut Planetennebel. Ein planetarischer Nebel ist oft kugel- oder ringförmig.
  

• Sterne mit Masse 8-10 Sonnenmassen können am Ende ihres Lebens explodieren oder ruhig altern und sich zuerst in rote Überriesen und dann in rote Zwerge verwandeln.

• Sterne mit einer Masse größer als 10 Massen der Sonne am Ende ihres Lebensweges werden sie zunächst zu roten Überriesen, explodieren dann als Supernovae (eine Supernova ist kein neuer, sondern ein alter Stern) und verwandeln sich dann in Neutronensterne oder werden zu Schwarzen Löchern.
  

Schwarze Löcher- Dies sind keine Löcher im Weltraum, sondern Objekte (Überreste massereicher Sterne) mit einer sehr großen Masse und Dichte. Schwarze Löcher besitzen keine übernatürlichen oder magischen Kräfte, sie sind keine "Monster des Universums". Sie haben einfach ein so starkes Gravitationsfeld, dass keine Strahlung (weder sichtbar - Licht, noch unsichtbar) sie verlassen kann. Daher sind Schwarze Löcher nicht sichtbar. Sie können jedoch durch ihre Wirkung auf die umgebenden Sterne, Nebel, nachgewiesen werden. Schwarze Löcher sind ein weit verbreitetes Phänomen im Universum und Sie sollten keine Angst vor ihnen haben. Im Zentrum unserer Galaxie befindet sich möglicherweise ein supermassereiches Schwarzes Loch.

Radius (oder Durchmesser). Die Größe der Sterne ist sehr unterschiedlich – von wenigen Kilometern (Neutronensterne) bis zu 2.000 Sonnendurchmessern (Überriesen). Je kleiner der Stern ist, desto höher ist in der Regel seine durchschnittliche Dichte. In Neutronensternen erreicht die Dichte 10 13 g / cm 3! Ein Fingerhut einer solchen Substanz würde auf der Erde 10 Millionen Tonnen wiegen. Aber bei Überriesen ist die Dichte geringer als die Dichte der Luft nahe der Erdoberfläche.

Die Durchmesser einiger Sterne im Vergleich zur Sonne:

Sirius und Altair sind 1,7 mal größer,

Vega ist 2,5-mal größer,

Regulus 3,5 mal mehr

Arcturus ist 26 Mal größer

Polar ist 30 Mal größer,

Rigel ist 70 Mal größer,

Deneb ist 200 Mal mehr

Antares ist 800-mal größer

YV Canis Major ist 2.000 Mal größer (der größte bekannte Stern).

Leuchtkraft ist die Gesamtenergie, die von einem Objekt (in diesem Fall Sterne) pro Zeiteinheit abgegeben wird. Die Leuchtkraft von Sternen wird üblicherweise mit der Leuchtkraft der Sonne verglichen (die Leuchtkraft von Sternen wird in Bezug auf die Leuchtkraft der Sonne ausgedrückt). Sirius zum Beispiel strahlt 22-mal mehr Energie aus als die Sonne (die Leuchtkraft von Sirius beträgt 22 Sonnen). Die Leuchtkraft von Wega beträgt 50 Sonnen und die Leuchtkraft von Deneb 54.000 Sonnen (Deneb ist einer der stärksten Sterne).

Die scheinbare Helligkeit (genauer: Brillanz) eines Sterns am Erdhimmel hängt ab von:

- Entfernung zum Stern. Wenn sich uns ein Stern nähert, nimmt seine scheinbare Helligkeit allmählich zu. Wenn sich umgekehrt ein Stern von uns entfernt, nimmt seine scheinbare Helligkeit allmählich ab. Wenn wir zwei identische Sterne nehmen, erscheint der uns am nächsten liegende heller.

- von der Temperatur der Außenschichten. Je heißer der Stern ist, desto mehr Lichtenergie sendet er in den Weltraum und desto heller erscheint er. Wenn ein Stern abkühlt, nimmt seine scheinbare Helligkeit am Himmel ab. Zwei Sterne gleicher Größe und gleicher Entfernung von uns erscheinen scheinbar gleich hell, sofern sie die gleiche Menge an Lichtenergie aussenden, d.h. haben die gleiche Temperatur der äußeren Schichten. Wenn einer der Sterne kälter ist als der andere, erscheint er weniger hell.

- Größe (Durchmesser). Wenn wir zwei Sterne mit der gleichen Temperatur der äußeren Schichten (der gleichen Farbe) nehmen und sie in der gleichen Entfernung von uns platzieren, wird der größere Stern mehr Lichtenergie aussenden, was bedeutet, dass er am Himmel heller erscheint.

- von der Absorption von Licht durch Wolken aus kosmischem Staub und Gas, die sich im Weg der Sichtlinie befinden. Je dicker die Schicht aus kosmischem Staub ist, desto mehr Licht von dem Stern absorbiert sie und desto dunkler erscheint der Stern. Wenn wir zwei identische Sterne nehmen und vor einen einen Gas-Staub-Nebel stellen, dann erscheint gerade dieser Stern weniger hell.

- von der Höhe des Sterns über dem Horizont. In Horizontnähe gibt es immer einen dichten Dunst, der einen Teil des Lichts der Sterne absorbiert. In Horizontnähe (kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang) erscheinen die Sterne immer dunkler als über ihnen.

Es ist sehr wichtig, die Begriffe „erscheinen“ und „sein“ nicht zu verwechseln. Stern Mai sein sehr hell an sich, aber erscheinen aus verschiedenen Gründen dunkel: aufgrund der großen Entfernung zu ihm, aufgrund seiner geringen Größe, aufgrund der Absorption seines Lichts durch kosmischen Staub oder Staub in der Erdatmosphäre. Wenn sie also über die Helligkeit eines Sterns am Himmel der Erde sprechen, verwenden sie diesen Ausdruck „Scheinbare Helligkeit“ oder „Brillanz“.

Wie bereits erwähnt, gibt es Doppelsterne. Aber es gibt auch dreifache (z. B. α Centauri) und vierfache (z. B. ε Lyra) und fünf und sechs (z. B. Castor) usw. Die einzelnen Sterne in einem Sternensystem werden genannt Komponenten. Sterne mit mehr als zwei Komponenten werden genannt Vielfache Sterne. Alle Komponenten eines Mehrfachsterns sind durch gegenseitige Gravitationskräfte verbunden (bilden ein Sternensystem) und bewegen sich auf komplexen Bahnen.

Wenn es viele Komponenten sind, dann ist das kein Mehrfachstern mehr, sondern Sternhaufen. Unterscheiden Ball und verstreut Sternhaufen. Kugelsternhaufen enthalten viele alte Sterne und sind älter als offene Sternhaufen, die viele junge Sterne enthalten. Kugelsternhaufen sind ziemlich stabil, weil die Sterne in ihnen sind in kleinen Abständen voneinander und die Kräfte der gegenseitigen Anziehung zwischen ihnen sind viel größer als zwischen den Sternen offener Haufen. Offene Cluster lösen sich im Laufe der Zeit noch mehr auf.

Offene Sternhaufen befinden sich, wie es richtig ist, im Band der Milchstraße oder in der Nähe. Im Gegensatz dazu befinden sich Kugelsternhaufen am Sternenhimmel abseits der Milchstraße.

Einige Sternhaufen sind sogar mit bloßem Auge am Himmel zu sehen. Zum Beispiel offene Hyaden- und Plejadenhaufen (M 45) im Stier, offene Mangerhaufen (M 44) im Krebs, Kugelsternhaufen M 13 im Herkules. Viele von ihnen können mit einem Fernglas gesehen werden.

Mit einem Teleskop können Sie 2 Milliarden Sterne bis zu 21 Größenordnungen beobachten. Es gibt eine Harvard-Spektralklassifikation von Sternen. Darin sind die Spektraltypen nach abnehmender Sterntemperatur geordnet. Klassen werden mit Buchstaben des lateinischen Alphabets bezeichnet. Es gibt sieben davon: O - B - A - P - O - K - M.

Ein guter Indikator für die Temperatur der äußeren Schichten eines Sterns ist seine Farbe. Heiße Sterne der Spektraltypen O und B sind blau; Sterne ähnlich unserer Sonne (deren Spektraltyp 02 ist) erscheinen gelb, während Sterne der Spektralklassen K und M rot sind.

Helligkeit und Farbe der Sterne

Alle Sterne haben eine Farbe. Es gibt blaue, weiße, gelbe, gelbliche, orange und rote Sterne. Zum Beispiel ist Beteigeuze ein roter Stern, Castor ist weiß, Capella ist gelb. Nach Helligkeit werden sie in Sterne der 1., 2., ... n-ten Größenordnung (n max = 25) unterteilt. Der Begriff "Magnitude" hat nichts mit wahren Dimensionen zu tun. Die Magnitude charakterisiert den Lichtstrom, der von einem Stern zur Erde kommt. Sterngrößen können sowohl gebrochen als auch negativ sein. Die Größenskala basiert auf der Wahrnehmung von Licht durch das Auge. Die Einteilung der Sterne in Sterngrößen nach scheinbarer Helligkeit wurde vom antiken griechischen Astronomen Hipparchos (180 - 110 v. Chr.) vorgenommen. Hipparchos schrieb den hellsten Sternen die erste Größe zu; er betrachtete die nächste Helligkeitsabstufung (dh etwa 2,5-mal schwächer) als Sterne der zweiten Größenordnung; Sterne, die um das 2,5-fache schwächer als Sterne der zweiten Größenordnung waren, wurden Sterne der dritten Größenordnung genannt usw.; Sternen an der Grenze der Sichtbarkeit mit bloßem Auge wurde eine sechste Größe zugeordnet.

Bei einer solchen Abstufung der Helligkeit der Sterne stellte sich heraus, dass die Sterne der sechsten Größenordnung um das 2,55-fache schwächer sind als die Sterne der ersten Größenordnung. Daher schlug der englische Astronom N. K. Pogsoy (1829-1891) 1856 vor, Sterne der sechsten Größenordnung als Sterne zu betrachten, die genau 100-mal schwächer sind als die Sterne der ersten Größenordnung. Alle Sterne befinden sich in unterschiedlichen Entfernungen von der Erde. Es wäre einfacher, Größen zu vergleichen, wenn die Abstände gleich wären.

Die Helligkeit, die ein Stern in 10 Parsec Entfernung haben würde, nennt man absolute Helligkeit. Die absolute Sternhelligkeit wird angezeigt - M, und die scheinbare Sternhelligkeit - m.

Die chemische Zusammensetzung der äußeren Schichten von Sternen, aus denen ihre Strahlung stammt, ist durch das vollständige Vorherrschen von Wasserstoff gekennzeichnet. An zweiter Stelle steht Helium, und der Gehalt an anderen Elementen ist recht gering.

Temperatur und Masse der Sterne

Die Kenntnis des Spektraltyps oder der Farbe eines Sterns gibt sofort die Temperatur seiner Oberfläche an. Da Sterne annähernd wie absolut schwarze Körper der entsprechenden Temperatur strahlen, wird die von einer Einheit ihrer Oberfläche pro Zeiteinheit abgestrahlte Leistung aus dem Stefan-Boltzmann-Gesetz bestimmt.

Die Einteilung der Sterne basiert auf einem Vergleich der Leuchtkraft von Sternen mit ihrer Temperatur und Farbe und absoluten Helligkeit (Hertzsprung-Russell-Diagramm):

1. die Hauptsequenz (in der Mitte ist die Sonne - ein gelber Zwerg)
2. Überriesen (groß und hell: Antares, Beteigeuze)
3. rote Riesensequenz
4. Zwerge (weiß - Sirius)
5. Unterzwerge
6. weiß-blaue Folge

Diese Einteilung basiert auch auf dem Alter des Sterns.

Folgende Sterne werden ausgezeichnet:

1. gewöhnlich (Sonne);
2. doppelt (Mizar, Albkor) sind unterteilt in:

• a) visuelles Doppel, wenn ihre Dualität bei der Beobachtung durch ein Teleskop bemerkt wird;
• b) Vielfache - dies ist ein System von Sternen mit einer Zahl größer als 2, aber kleiner als 10;
• c) optisches Doppel - das sind Sterne, deren Nähe das Ergebnis einer zufälligen Projektion auf den Himmel ist, und im Weltraum sind sie weit entfernt;
• d) physikalische Doppelsterne sind Sterne, die ein einziges System bilden und unter der Wirkung gegenseitiger Anziehungskräfte um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt kreisen;
• e) spektroskopische Doppelsterne sind Sterne, die sich bei gegenseitiger Rotation nahe kommen und deren Dualität aus dem Spektrum bestimmt werden kann;
• e) verdunkelnde Doppelsterne - dies sind Sterne, "die sich gegenseitig blockieren, wenn sie sich gegenseitig drehen;

Variablen (b Cephei). Cepheiden sind Variablen in der Helligkeit eines Sterns. Die Amplitude der Helligkeitsänderung beträgt nicht mehr als 1,5 Magnituden. Dies sind pulsierende Sterne, das heißt, sie dehnen sich periodisch aus und ziehen sich zusammen. Durch die Kompression der äußeren Schichten erwärmen sich diese;

nicht stationär.

neue Sterne- das sind Sterne, die schon lange existierten, aber plötzlich aufflammten. Ihre Helligkeit stieg in kurzer Zeit um das 10.000-fache (die Amplitude der Helligkeitsänderung von 7 auf 14 Magnituden).

Supernovae- Dies sind Sterne, die am Himmel unsichtbar waren, aber plötzlich aufblitzten und im Vergleich zu gewöhnlichen neuen Sternen 1000-mal heller wurden.

Pulsar- ein Neutronenstern, der während einer Supernova-Explosion entsteht.

Daten über die Gesamtzahl der Pulsare und ihre Lebensdauer zeigen, dass durchschnittlich 2-3 Pulsare pro Jahrhundert geboren werden, was ungefähr mit der Häufigkeit von Supernova-Explosionen in der Galaxis übereinstimmt.

Sternenentwicklung

Wie alle Körper in der Natur bleiben Sterne nicht unverändert, sie werden geboren, entwickeln sich und sterben schließlich. Früher dachten Astronomen, dass es Millionen von Jahren dauert, bis sich aus interstellarem Gas und Staub ein Stern bildet. Aber in den letzten Jahren wurden Fotos von einer Himmelsregion gemacht, die Teil des großen Orionnebels ist, wo im Laufe mehrerer Jahre ein kleiner Sternhaufen aufgetaucht ist. Auf den Fotografien von 1947 wurde an dieser Stelle eine Gruppe von drei sternähnlichen Objekten festgehalten. Bis 1954 waren einige von ihnen länglich geworden, und bis 1959 waren diese länglichen Formationen in einzelne Sterne zerfallen. Zum ersten Mal in der Geschichte der Menschheit beobachteten die Menschen die Geburt der Sterne buchstäblich vor unseren Augen.

In vielen Teilen des Himmels gibt es Bedingungen, die für das Erscheinen von Sternen notwendig sind. Bei der Untersuchung von Fotografien der nebligen Regionen der Milchstraße war es möglich, kleine schwarze Punkte mit unregelmäßiger Form oder Kügelchen zu finden, bei denen es sich um massive Ansammlungen von Staub und Gas handelt. Diese Gas- und Staubwolken enthalten Staubpartikel, die das Licht der hinter ihnen liegenden Sterne sehr stark absorbieren. Die Größe der Kügelchen ist riesig - bis zu mehreren Lichtjahren im Durchmesser. Trotz der Tatsache, dass die Materie in diesen Haufen sehr dünn ist, ist ihr Gesamtvolumen so groß, dass es völlig ausreicht, um kleine Sternhaufen mit naher Masse an der Sonne zu bilden.

In einer schwarzen Kugel wird die Materie unter dem Einfluss des Strahlungsdrucks der umgebenden Sterne komprimiert und verdichtet. Eine solche Kompression dauert einige Zeit, abhängig von den Strahlungsquellen, die die Kugel umgeben, und der Intensität der letzteren. Die Gravitationskräfte, die aus der Massenkonzentration im Zentrum des Kügelchens entstehen, neigen auch dazu, das Kügelchen zusammenzudrücken, wodurch Materie in Richtung ihres Zentrums fällt. Fallende Materieteilchen erhalten kinetische Energie und heizen das Gas und die Wolke auf.

Der Fall der Materie kann Hunderte von Jahren dauern. Zunächst geschieht es langsam, ohne Eile, da die Gravitationskräfte, die Teilchen zum Zentrum ziehen, noch sehr schwach sind. Nach einiger Zeit, wenn die Kugel kleiner wird und das Gravitationsfeld zunimmt, beginnt der Fall schneller zu erfolgen. Aber die Kugel ist riesig, nicht weniger als ein Lichtjahr im Durchmesser. Das bedeutet, dass die Entfernung von seiner Außengrenze zum Zentrum 10 Billionen Kilometer überschreiten kann. Wenn ein Teilchen vom Rand der Kugel mit einer Geschwindigkeit von etwas weniger als 2 km/s in Richtung Zentrum zu fallen beginnt, dann wird es das Zentrum erst nach 200.000 Jahren erreichen.

Die Lebensdauer eines Sterns hängt von seiner Masse ab. Sterne mit einer geringeren Masse als die der Sonne gehen sehr sparsam mit ihrem Kernbrennstoff um und können zig Milliarden Jahre lang leuchten. Die äußeren Schichten von Sternen wie unserer Sonne mit Massen von nicht mehr als 1,2 Sonnenmassen dehnen sich allmählich aus und verlassen schließlich den Kern des Sterns vollständig. Anstelle des Riesen bleibt ein kleiner und heißer Weißer Zwerg.

Wir denken nie, dass es neben unserem Planeten, neben unserem Sonnensystem, vielleicht noch ein anderes Leben gibt. Vielleicht gibt es Leben auf einigen der Planeten, die sich um einen blauen oder weißen oder roten oder vielleicht einen gelben Stern drehen. Vielleicht gibt es noch einen solchen Planeten Erde, auf dem dieselben Menschen leben, aber wir wissen immer noch nichts darüber. Unsere Satelliten und Teleskope haben eine Reihe von Planeten entdeckt, auf denen es möglicherweise Leben gibt, aber diese Planeten sind Zehntausende und sogar Millionen von Lichtjahren entfernt.

Blaue Nachzügler - blaue Sterne

Sterne, die sich in Kugelsternhaufen befinden, deren Temperatur höher ist als die Temperatur gewöhnlicher Sterne, und deren Spektrum durch eine deutliche Verschiebung in den blauen Bereich gekennzeichnet ist als bei Haufensternen mit ähnlicher Leuchtkraft, werden als blaue Nachzügler bezeichnet. Diese Eigenschaft ermöglicht es ihnen, sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm von anderen Sternen in diesem Haufen abzuheben. Die Existenz solcher Sterne widerlegt alle Theorien der Sternentwicklung, deren Kern darin besteht, dass für Sterne, die im selben Zeitraum entstanden sind, angenommen wird, dass sie in einem genau definierten Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms platziert werden. In diesem Fall ist der einzige Faktor, der die genaue Position eines Sterns beeinflusst, seine Anfangsmasse. Das häufige Auftreten von blauen Nachzüglern außerhalb der obigen Kurve könnte eine Bestätigung für die Existenz so etwas wie einer anomalen Sternentwicklung sein.

Experten, die versuchen, die Art ihres Auftretens zu erklären, haben mehrere Theorien aufgestellt. Der wahrscheinlichste von ihnen weist darauf hin, dass diese blauen Sterne in der Vergangenheit binär waren, wonach der Prozess der Verschmelzung begann oder derzeit stattfindet. Das Ergebnis der Verschmelzung zweier Sterne ist die Entstehung eines neuen Sterns, der eine viel größere Masse, Helligkeit und Temperatur hat als gleichaltrige Sterne.

Wenn die Richtigkeit dieser Theorie irgendwie bewiesen werden kann, wäre die Theorie der Sternentwicklung frei von Problemen in Form von blauen Nachzüglern. Der resultierende Stern würde mehr Wasserstoff enthalten, der sich ähnlich wie ein junger Stern verhalten würde. Es gibt Fakten, die diese Theorie stützen. Beobachtungen haben gezeigt, dass Streusterne am häufigsten in den zentralen Regionen von Kugelsternhaufen zu finden sind. Aufgrund der dort vorherrschenden Anzahl von Sternen mit Einheitsvolumen werden enge Passagen oder Kollisionen wahrscheinlicher.

Um diese Hypothese zu testen, ist es notwendig, die Pulsation von blauen Nachzüglern zu untersuchen, da Zwischen den asteroseismologischen Eigenschaften von verschmolzenen Sternen und normal pulsierenden Variablen kann es einige Unterschiede geben. Es sollte beachtet werden, dass es ziemlich schwierig ist, Pulsationen zu messen. Dieser Prozess wird auch durch die Überfüllung des Sternenhimmels, kleine Schwankungen in den Pulsationen blauer Nachzügler sowie die Seltenheit ihrer Variablen negativ beeinflusst.

Ein Beispiel für eine Verschmelzung konnte im August 2008 beobachtet werden, als ein solcher Vorfall das Objekt V1309 betraf, dessen Helligkeit nach der Detektion mehrere zehntausend Mal zunahm und nach einigen Monaten wieder seinen ursprünglichen Wert annahm. Als Ergebnis von 6-jährigen Beobachtungen kamen Wissenschaftler zu dem Schluss, dass es sich bei diesem Objekt um zwei Sterne handelt, deren Umlaufdauer 1,4 Tage beträgt. Diese Tatsachen führten Wissenschaftler zu der Idee, dass im August 2008 der Prozess der Verschmelzung dieser beiden Sterne stattgefunden hat.

Blaue Nachzügler zeichnen sich durch ein hohes Drehmoment aus. Beispielsweise beträgt die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns, der sich in der Mitte des 47 Tucanae-Haufens befindet, das 75-fache der Rotationsgeschwindigkeit der Sonne. Der Hypothese zufolge beträgt ihre Masse das 2-3-fache der Masse anderer Sterne, die sich im Haufen befinden. Mit Hilfe der Forschung wurde auch festgestellt, dass, wenn blaue Sterne in der Nähe anderer Sterne stehen, diese einen geringeren Sauerstoff- und Kohlenstoffanteil aufweisen als ihre Nachbarn. Vermutlich ziehen die Sterne diese Substanzen von anderen Sternen, die sich in ihrer Umlaufbahn bewegen, wodurch ihre Helligkeit und Temperatur zunehmen. Die „beraubten“ Sterne zeigen Orte, an denen der Prozess der Umwandlung des ursprünglichen Kohlenstoffs in andere Elemente stattfand.

Blaue Sternnamen - Beispiele

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Weiße Sterne - weiße Sterne

Friedrich Bessel, Leiter der Sternwarte Königsberg, machte 1844 eine interessante Entdeckung. Der Wissenschaftler bemerkte die geringste Abweichung des hellsten Sterns am Himmel – Sirius – von seiner Flugbahn am Himmel. Der Astronom schlug vor, dass Sirius einen Satelliten hatte, und berechnete auch die ungefähre Rotationsdauer der Sterne um ihren Massenmittelpunkt, die ungefähr fünfzig Jahre betrug. Bessel fand keine angemessene Unterstützung von anderen Wissenschaftlern, weil. niemand konnte den Satelliten entdecken, obwohl er von seiner Masse her mit Sirius hätte vergleichbar sein müssen.

Und nur 18 Jahre später entdeckte Alvan Graham Clark, der das beste Teleskop der damaligen Zeit testete, einen schwachen weißen Stern in der Nähe von Sirius, der sich als sein Satellit namens Sirius B herausstellte.

Die Oberfläche dieses weißen Sterns wird auf 25.000 Kelvin erhitzt und sein Radius ist klein. Unter Berücksichtigung dessen schlossen die Wissenschaftler, dass der Satellit eine hohe Dichte hat (auf dem Niveau von 106 g/cm 3 , während die Dichte von Sirius selbst ungefähr 0,25 g/cm 3 und die der Sonne 1,4 g/cm 3 beträgt ). Nach 55 Jahren (1917) wurde ein weiterer Weißer Zwerg entdeckt, benannt nach dem Wissenschaftler, der ihn entdeckte - van Maanens Stern, der sich im Sternbild Fische befindet.

Namen von weißen Sternen - Beispiele

Vega im Sternbild Lyra, Altair im Sternbild Adler (sichtbar im Sommer und Herbst), Sirius, Castor.

gelbe Sterne - gelbe Sterne

Gelbe Zwerge werden kleine Hauptreihensterne genannt, deren Masse innerhalb der Masse der Sonne liegt (0,8-1,4). Dem Namen nach zu urteilen, haben solche Sterne ein gelbes Leuchten, das während des thermonuklearen Fusionsprozesses aus Heliumwasserstoff freigesetzt wird.

Die Oberfläche solcher Sterne wird auf eine Temperatur von 5-6 Tausend Kelvin erhitzt, und ihre Spektraltypen liegen zwischen G0V und G9V. Ein Gelber Zwerg lebt etwa 10 Milliarden Jahre. Die Verbrennung von Wasserstoff in einem Stern bewirkt, dass er sich vergrößert und zu einem Roten Riesen wird. Ein Beispiel für einen Roten Riesen ist Aldebaran. Solche Sterne können planetarische Nebel bilden, indem sie ihre äußeren Gasschichten abstoßen. In diesem Fall verwandelt sich der Kern in einen Weißen Zwerg, der eine hohe Dichte hat.

Wenn wir das Hertzsprung-Russell-Diagramm berücksichtigen, befinden sich darauf die gelben Sterne im zentralen Teil der Hauptreihe. Da die Sonne als typischer Gelber Zwerg bezeichnet werden kann, eignet sich ihr Modell gut, um das allgemeine Modell der Gelben Zwerge zu betrachten. Aber es gibt andere charakteristische gelbe Sterne am Himmel, deren Namen Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara usw. sind. Diese Sterne sind nicht sehr hell. Zum Beispiel hat derselbe Toliman, der, wenn Sie Proxima Centauri nicht berücksichtigen, der Sonne am nächsten ist, eine Größe von 0, aber gleichzeitig ist seine Helligkeit die höchste unter allen gelben Zwergen. Dieser Stern befindet sich im Sternbild Centaurus und ist auch ein Glied in einem komplexen System, das 6 Sterne umfasst. Die Spektralklasse von Toliman ist G. Dabih, das 350 Lichtjahre von uns entfernt liegt, gehört jedoch zur Spektralklasse F. Seine hohe Helligkeit ist jedoch auf das Vorhandensein eines nahe gelegenen Sterns der Spektralklasse A0 zurückzuführen.

Neben Toliman hat HD82943 den Spektraltyp G, der sich auf der Hauptsequenz befindet. Dieser Stern hat aufgrund seiner der Sonne ähnlichen chemischen Zusammensetzung und Temperatur auch zwei große Planeten. Die Form der Umlaufbahnen dieser Planeten ist jedoch alles andere als kreisförmig, sodass ihre Annäherungen an HD82943 relativ häufig vorkommen. Derzeit konnten Astronomen nachweisen, dass dieser Stern früher eine viel größere Anzahl von Planeten hatte, aber im Laufe der Zeit alle verschluckt hat.

Gelbe Sternnamen - Beispiele

Toliman, Stern HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Rote Sterne - rote Sterne

Wenn Sie mindestens einmal in Ihrem Leben rote Sterne am Himmel in der Linse Ihres Teleskops gesehen haben, die auf schwarzem Hintergrund brannten, hilft Ihnen die Erinnerung an diesen Moment, sich besser vorzustellen, was in diesem Artikel geschrieben wird. Wenn Sie solche Sterne noch nie gesehen haben, versuchen Sie beim nächsten Mal, sie zu finden.

Wenn Sie sich vornehmen, eine Liste der hellsten roten Sterne am Himmel zusammenzustellen, die selbst mit einem Amateurteleskop leicht zu finden sind, können Sie feststellen, dass sie alle aus Kohlenstoff bestehen. Die ersten roten Sterne wurden 1868 entdeckt. Die Temperatur solcher Roten Riesen ist niedrig, außerdem sind ihre äußeren Schichten mit einer großen Menge Kohlenstoff gefüllt. Wenn früher ähnliche Sterne zwei Spektralklassen bildeten - R und N, haben Wissenschaftler sie jetzt in einer allgemeinen Klasse - C - identifiziert. Jede Spektralklasse hat Unterklassen - von 9 bis 0. Gleichzeitig bedeutet Klasse C0, dass der Stern a hat hohe Temperatur, aber weniger rot als C9-Sterne. Es ist auch wichtig, dass alle kohlenstoffdominierten Sterne von Natur aus variabel sind: langperiodisch, halbregelmäßig oder unregelmäßig.

Darüber hinaus wurden zwei Sterne, sogenannte rote semireguläre Variablen, in eine solche Liste aufgenommen, von denen der berühmteste m Cephei ist. Auch William Herschel interessierte sich für ihre ungewöhnliche rote Farbe, die sie „Granatapfel“ nannte. Solche Sterne zeichnen sich durch eine unregelmäßige Änderung der Leuchtkraft aus, die einige zehn bis mehrere hundert Tage dauern kann. Solche veränderlichen Sterne gehören zur Klasse M (kalte Sterne, deren Oberflächentemperatur zwischen 2400 und 3800 K liegt).

Angesichts der Tatsache, dass alle Sterne in der Bewertung Variablen sind, ist es notwendig, eine gewisse Klarheit in die Bezeichnungen einzuführen. Es ist allgemein anerkannt, dass rote Sterne einen Namen haben, der aus zwei Komponenten besteht - dem Buchstaben des lateinischen Alphabets und dem Namen der variablen Konstellation (z. B. T Hase). Die erste Variable, die in dieser Konstellation entdeckt wurde, erhält den Buchstaben R und so weiter bis zum Buchstaben Z. Wenn es viele solcher Variablen gibt, ist für sie eine doppelte Kombination aus lateinischen Buchstaben vorgesehen - von RR bis ZZ. Mit dieser Methode können Sie 334 Objekte "benennen". Darüber hinaus können Sterne auch mit dem Buchstaben V in Kombination mit einer Seriennummer (V228 Cygnus) gekennzeichnet werden. Die erste Spalte der Bewertung ist für die Bezeichnung von Variablen reserviert.

Die nächsten beiden Spalten in der Tabelle geben die Position der Sterne im Zeitraum 2000,0 an. Aufgrund der zunehmenden Popularität von Uranometria 2000.0 unter Astronomie-Enthusiasten zeigt die letzte Spalte der Bewertung die Nummer der Suchtabelle für jeden Stern, der in der Bewertung enthalten ist. In diesem Fall ist die erste Ziffer eine Anzeige der Bandnummer und die zweite die Seriennummer der Karte.

Die Bewertung zeigt auch die maximalen und minimalen Helligkeitswerte von Sterngrößen an. Es sei daran erinnert, dass bei Sternen mit minimaler Helligkeit eine stärkere Sättigung der roten Farbe beobachtet wird. Für Sterne, deren Variabilitätsperiode bekannt ist, wird sie als Anzahl von Tagen angezeigt, aber Objekte, die nicht die korrekte Periode haben, werden als Irr angezeigt.

Es braucht nicht viel Geschick, um einen Kohlenstoffstern zu finden, es reicht aus, dass Ihr Teleskop genug Leistung hat, um ihn zu sehen. Auch wenn er klein ist, sollte seine ausgeprägte rote Farbe Ihre Aufmerksamkeit auf sich ziehen. Seien Sie daher nicht verärgert, wenn Sie sie nicht sofort finden können. Es reicht aus, den Atlas zu verwenden, um einen nahe gelegenen hellen Stern zu finden, und dann von dort zum roten zu wechseln.

Verschiedene Beobachter sehen Kohlenstoffsterne unterschiedlich. Für manche ähneln sie Rubinen oder einer in der Ferne brennenden Glut. Andere sehen in solchen Sternen purpurrote oder blutrote Farbtöne. Für den Anfang gibt es eine Liste der sechs hellsten roten Sterne in der Rangliste, und wenn Sie sie finden, können Sie ihre Schönheit in vollen Zügen genießen.

Rote Sternnamen - Beispiele

Unterschiede in den Sternen nach Farbe

Es gibt eine riesige Vielfalt an Sternen mit unbeschreiblichen Farbnuancen. Infolgedessen hat sogar ein Sternbild den Namen "Jewel Box" erhalten, der auf blauen und saphirblauen Sternen basiert und in dessen Mitte sich ein hell leuchtender orangefarbener Stern befindet. Wenn wir die Sonne betrachten, dann hat sie eine blassgelbe Farbe.

Ein direkter Faktor, der den Farbunterschied von Sternen beeinflusst, ist ihre Oberflächentemperatur. Es ist einfach erklärt. Licht ist von Natur aus Strahlung in Form von Wellen. Wellenlänge - das ist der Abstand zwischen seinen Kämmen, ist sehr klein. Um es sich vorzustellen, müssen Sie 1 cm in 100.000 identische Teile teilen. Einige dieser Teilchen bilden die Wellenlänge des Lichts.

Wenn man bedenkt, dass diese Zahl ziemlich klein ausfällt, wird jede, auch die unbedeutendste Änderung darin dazu führen, dass sich das von uns beobachtete Bild ändert. Schließlich nimmt unser Sehvermögen unterschiedliche Wellenlängen von Lichtwellen als unterschiedliche Farben wahr. Beispielsweise hat Blau Wellen, deren Länge 1,5-mal kürzer ist als die von Rot.

Außerdem weiß fast jeder von uns, dass die Temperatur die direkteste Auswirkung auf die Körperfarbe haben kann. Sie können zum Beispiel jeden Metallgegenstand nehmen und ihn in Brand setzen. Beim Aufheizen wird es rot. Wenn die Temperatur des Feuers stark ansteigt, ändert sich auch die Farbe des Objekts – von Rot zu Orange, von Orange zu Gelb, von Gelb zu Weiß und schließlich von Weiß zu Blauweiß.

Da die Sonne eine Oberflächentemperatur im Bereich von 5,5 Tausend 0 C hat, ist sie ein typisches Beispiel für gelbe Sterne. Aber die heißesten blauen Sterne können sich auf bis zu 33.000 Grad erwärmen.

Farbe und Temperatur wurden von Wissenschaftlern mit Hilfe physikalischer Gesetze verknüpft. Die Temperatur eines Körpers ist direkt proportional zu seiner Strahlung und umgekehrt proportional zur Wellenlänge. Blau hat kürzere Wellenlängen als Rot. Heiße Gase senden Photonen aus, deren Energie direkt proportional zur Temperatur und umgekehrt proportional zur Wellenlänge ist. Deshalb ist der blau-blaue Strahlungsbereich charakteristisch für die heißesten Sterne.

Da der Kernbrennstoff auf den Sternen nicht unbegrenzt vorhanden ist, wird er tendenziell verbraucht, was zur Abkühlung der Sterne führt. Daher sind Sterne mittleren Alters gelb und wir sehen alte Sterne rot.

Aufgrund der Tatsache, dass die Sonne unserem Planeten sehr nahe steht, kann ihre Farbe genau beschrieben werden. Aber für Sterne, die eine Million Lichtjahre entfernt sind, wird die Aufgabe komplizierter. Zu diesem Zweck wird ein Gerät namens Spektrograph verwendet. Durch ihn leiten Wissenschaftler das von den Sternen emittierte Licht, wodurch es möglich ist, fast jeden Stern spektral zu analysieren.

Darüber hinaus können Sie anhand der Farbe eines Sterns sein Alter bestimmen, denn. mathematische Formeln erlauben es, mittels Spektralanalyse die Temperatur eines Sterns zu bestimmen, woraus sich leicht sein Alter berechnen lässt.

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