Größe

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Ptolemäus und der Almagest

Der erste Versuch, einen Katalog von Sternen auf der Grundlage des Prinzips ihres Leuchtkraftgrades zu erstellen, wurde im 2. Jahrhundert v. Chr. vom hellenischen Astronomen Hipparchos von Nicäa unternommen. Unter seinen zahlreichen Werken (leider sind fast alle verschollen) erschienen „Star-Katalog“, enthält eine Beschreibung von 850 Sternen, klassifiziert nach Koordinaten und Leuchtkraft. Die von Hipparchos gesammelten Daten, der außerdem das Phänomen der Präzession entdeckte, wurden dank Claudius Ptolemäus aus Alexandria (Ägypten) im 2. Jahrhundert ausgearbeitet und weiterentwickelt. ANZEIGE Er schuf ein grundlegendes Werk „Almagest“ in dreizehn Büchern. Ptolemaios sammelte das gesamte astronomische Wissen der damaligen Zeit, klassifizierte es und präsentierte es in einer zugänglichen und verständlichen Form. Der Almagest enthielt auch den Sternenkatalog. Es basierte auf Beobachtungen, die Hipparchos vor vier Jahrhunderten machte. Aber der „Sternenkatalog“ des Ptolemäus enthielt bereits etwa tausend weitere Sterne.

Der Katalog des Ptolemäus wurde ein Jahrtausend lang fast überall verwendet. Er teilte Sterne nach dem Grad der Leuchtkraft in sechs Klassen ein: Die hellsten wurden der ersten Klasse zugeordnet, die weniger hellen der zweiten und so weiter. Zur sechsten Klasse gehören Sterne, die mit bloßem Auge kaum sichtbar sind. Der Begriff „Leuchtkraft von Himmelskörpern“ oder „Sterngröße“ wird auch heute noch verwendet, um das Maß für die Brillanz von Himmelskörpern zu bestimmen, nicht nur von Sternen, sondern auch von Nebeln, Galaxien und anderen Himmelsphänomenen.

Sternhelligkeit und visuelle Größe

Wenn Sie den Sternenhimmel betrachten, können Sie feststellen, dass die Sterne in ihrer Helligkeit oder scheinbaren Brillanz variieren. Die hellsten Sterne werden Sterne 1. Größe genannt; Sterne, deren Helligkeit 2,5-mal schwächer ist als Sterne der 1. Größe, haben die 2. Größe. Diese werden als Sterne 3. Größe klassifiziert. die 2,5-mal schwächer sind als Sterne 2. Größe usw. Die schwächsten Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind, werden als Sterne der 6. Größe klassifiziert. Es muss daran erinnert werden, dass der Name „Sterngröße“ nicht die Größe der Sterne angibt, sondern nur ihre scheinbare Helligkeit.

Insgesamt gibt es 20 der hellsten Sterne am Himmel, von denen man üblicherweise sagt, dass sie Sterne der ersten Größe sind. Dies bedeutet jedoch nicht, dass sie die gleiche Helligkeit haben. Tatsächlich sind einige von ihnen etwas heller als 1. Größe, andere etwas schwächer und nur einer von ihnen ist ein Stern genau der 1. Größe. Die gleiche Situation gilt für Sterne der 2., 3. und nachfolgenden Größenordnung. Um die Helligkeit eines bestimmten Sterns genauer anzuzeigen, verwenden sie daher Bruchwerte. So gelten beispielsweise solche Sterne als zur 1,5. Größe gehörend, deren Helligkeit in der Mitte zwischen Sternen der 1. und 2. Größe liegt. Es gibt Sterne mit der Stärke 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 usw. Am Himmel sind mehrere besonders helle Sterne sichtbar, die in ihrer Brillanz die Brillanz von Sternen 1. Größe übertreffen. Für diese Sterne Null und negative Größen. So hat beispielsweise der hellste Stern auf der Nordhalbkugel des Himmels – Wega – eine Helligkeit von 0,03 (0,04) und der hellste Stern – Sirius – eine Helligkeit von minus 1,47 (1,46) auf der Südhalbkugel desto heller ist der Stern Canopus(Canopus befindet sich im Sternbild Carina. Mit einer scheinbaren Helligkeit von minus 0,72 hat Canopus die höchste Leuchtkraft aller Sterne im Umkreis von 700 Lichtjahren um die Sonne. Zum Vergleich: Sirius ist nur 22-mal heller als unsere Sonne, aber viel (näher an uns als Canopus. Für viele Sterne unter den nächsten Nachbarn der Sonne ist Canopus der hellste Stern an ihrem Himmel.)

Größe in der modernen Wissenschaft

Mitte des 19. Jahrhunderts. Englischer Astronom Norman Pogson verbesserte die Methode zur Klassifizierung von Sternen auf der Grundlage des Prinzips der Leuchtkraft, das seit der Zeit von Hipparchos und Ptolemäus existierte. Pogson berücksichtigte, dass der Unterschied in der Leuchtkraft zwischen den beiden Klassen 2,5 beträgt (beispielsweise ist die Leuchtintensität eines Sterns der dritten Klasse 2,5-mal größer als die eines Sterns der vierten Klasse). Pogson führte eine neue Skala ein, nach der der Unterschied zwischen Sternen der ersten und sechsten Klasse 100 zu 1 beträgt (ein Unterschied von 5 Größenordnungen entspricht einer Änderung der Helligkeit von Sternen um den Faktor 100). Somit beträgt der Unterschied in der Leuchtkraft zwischen den einzelnen Klassen nicht 2,5, sondern 2,512 zu 1.

Das vom englischen Astronomen entwickelte System ermöglichte die Beibehaltung des bestehenden Maßstabs (Einteilung in sechs Klassen), verlieh ihm aber maximale mathematische Genauigkeit. Zunächst wurde der Polarstern als Nullpunkt für das System der Sterngrößen gewählt; seine Helligkeit wurde gemäß dem ptolemäischen System mit 2,12 bestimmt. Als später klar wurde, dass der Nordstern ein veränderlicher Stern ist, wurde Sternen mit konstanten Eigenschaften bedingt die Rolle des Nullpunkts zugeschrieben. Mit der Verbesserung von Technologie und Ausrüstung konnten Wissenschaftler Sterngrößen mit größerer Genauigkeit bestimmen: auf Zehntel und später auf Hundertstel Einheiten.

Die Beziehung zwischen scheinbaren Sterngrößen wird durch die Pogson-Formel ausgedrückt: M 2 -M 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Anzahl n von Sternen mit einer visuellen Helligkeit größer als L

L	N	L	N	L	N
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Relative und absolute Größe

Die Sterngröße wird mit speziellen, in einem Teleskop montierten Instrumenten (Photometern) gemessen und gibt an, wie viel Licht von einem Stern einen Beobachter auf der Erde erreicht. Licht legt die Distanz vom Stern zu uns zurück, und je weiter der Stern entfernt ist, desto schwächer erscheint er dementsprechend. Mit anderen Worten: Die Tatsache, dass Sterne unterschiedlich hell sind, liefert noch keine vollständige Information über den Stern. Ein sehr heller Stern kann eine große Leuchtkraft haben, aber sehr weit entfernt sein und daher eine sehr große Helligkeit haben. Um die Helligkeit von Sternen unabhängig von ihrer Entfernung von der Erde vergleichen zu können, wurde das Konzept eingeführt „absolute Größe“. Um die absolute Helligkeit zu bestimmen, muss man die Entfernung zum Stern kennen. Die absolute Helligkeit M charakterisiert die Helligkeit eines Sterns in einer Entfernung von 10 Parsec vom Beobachter. (1 Parsec = 3,26 Lichtjahre.) Zusammenhang zwischen absoluter Helligkeit M, scheinbarer Helligkeit m und Entfernung zum Stern R in Parsec: M = m + 5 – 5 log R.

Bei relativ nahen Sternen, deren Entfernung nicht mehr als mehrere Dutzend Parsec beträgt, wird die Entfernung auf eine seit zweihundert Jahren bekannte Weise durch Parallaxe bestimmt. Dabei werden vernachlässigbare Winkelverschiebungen von Sternen gemessen, wenn sie von verschiedenen Punkten der Erdumlaufbahn, also zu unterschiedlichen Zeiten im Jahr, beobachtet werden. Die Parallaxen selbst der nächsten Sterne betragen weniger als 1 Zoll. Das Konzept der Parallaxe ist mit dem Namen einer der Grundeinheiten der Astronomie verbunden – Parsec. Parsec ist die Entfernung zu einem imaginären Stern, dessen jährliche Parallaxe gleich ist 1".

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Astronomie

• Übersetzung

Kennen Sie sie alle und die Gründe für ihre Helligkeit?

Ich bin hungrig nach neuem Wissen. Es geht darum, jeden Tag zu lernen und immer heller zu werden. Das ist die Essenz dieser Welt.
- Jay-Z

Wenn Sie sich den Nachthimmel vorstellen, denken Sie höchstwahrscheinlich an Tausende von Sternen, die vor der schwarzen Decke der Nacht funkeln, etwas, das man nur abseits von Städten und anderen Quellen der Lichtverschmutzung wirklich sehen kann.

Aber diejenigen von uns, die nicht regelmäßig Zeuge eines solchen Spektakels werden, übersehen die Tatsache, dass Sterne aus Stadtgebieten mit hoher Lichtverschmutzung anders aussehen als bei Dunkelheit. Ihre Farbe und relative Helligkeit unterscheiden sie sofort von ihren Nachbarsternen, und jeder hat seine eigene Geschichte.

Menschen auf der Nordhalbkugel können Ursa Major oder den Buchstaben W in Cassiopeia wahrscheinlich sofort erkennen, während auf der Südhalbkugel das Sternbild des Südens wohl das berühmteste Sternbild ist. Doch diese Sterne gehören nicht zu den zehn hellsten!

Milchstraße neben dem Kreuz des Südens

Jeder Stern hat seinen eigenen Lebenszyklus, an den er vom Moment seiner Geburt an gebunden ist. Wenn ein Stern entsteht, ist Wasserstoff das dominierende Element – ​​das am häufigsten vorkommende Element im Universum – und sein Schicksal wird nur durch seine Masse bestimmt. Sterne mit 8 % der Sonnenmasse können in ihren Kernen Kernfusionsreaktionen auslösen, bei denen Helium aus Wasserstoff verschmilzt, und ihre Energie wandert allmählich von innen nach außen und strömt ins Universum. Sterne mit geringer Masse sind rot (aufgrund der niedrigen Temperaturen), dunkel und verbrennen ihren Brennstoff langsam – die langlebigsten Sterne sind dazu bestimmt, Billionen von Jahren zu brennen.

Doch je mehr Masse ein Stern zunimmt, desto heißer ist sein Kern und desto größer ist die Region, in der die Kernfusion stattfindet. Wenn der Stern die Sonnenmasse erreicht, fällt er in die Klasse G und seine Lebensdauer überschreitet nicht mehr als zehn Milliarden Jahre. Verdoppeln Sie die Sonnenmasse und Sie erhalten einen Stern der Klasse A, der leuchtend blau ist und weniger als zwei Milliarden Jahre alt ist. Und die massereichsten Sterne der Klassen O und B leben nur wenige Millionen Jahre, danach geht ihrem Kern der Wasserstoffbrennstoff aus. Es überrascht nicht, dass die massereichsten und heißesten Sterne auch die hellsten sind. Ein typischer Stern der Klasse A kann 20-mal heller als die Sonne sein, und die massereichsten Sterne können zehntausendmal heller sein!

Aber ganz gleich, wie ein Stern sein Leben beginnt, der Wasserstoffbrennstoff in seinem Kern geht zur Neige.

Und von diesem Moment an beginnt der Stern, schwerere Elemente zu verbrennen und dehnt sich zu einem Riesenstern aus, der kühler, aber auch heller als der ursprüngliche Stern ist. Die Riesenphase ist kürzer als die Phase der Wasserstoffverbrennung, aber seine unglaubliche Helligkeit macht ihn aus viel größeren Entfernungen sichtbar, als der ursprüngliche Stern sichtbar war.

Unter Berücksichtigung all dessen gehen wir in aufsteigender Reihenfolge ihrer Helligkeit zu den zehn hellsten Sternen an unserem Himmel über.

10. Achernar. Ein leuchtend blauer Stern mit der siebenfachen Masse der Sonne und der 3.000-fachen Helligkeit. Dies ist einer der am schnellsten rotierenden Sterne, die wir kennen! Es rotiert so schnell, dass sein Äquatorradius 56 % größer ist als sein Polradius und die Temperatur am Pol – da er viel näher am Kern liegt – um 10.000 K höher ist. Aber es ist ziemlich weit von uns entfernt, 139 Lichtjahre.

9. Beteigeuze. Betelgeuse, ein roter Riese im Sternbild Orion, war ein heller und heißer Stern der O-Klasse, bis ihm der Wasserstoff ausging und er auf Helium umstieg. Trotz seiner niedrigen Temperatur von 3.500 K ist er mehr als 100.000 Mal heller als die Sonne, weshalb er trotz seiner 600 Lichtjahre Entfernung zu den zehn hellsten gehört. Im Laufe der nächsten Millionen Jahre wird Beteigeuze zur Supernova werden und vorübergehend zum hellsten Stern am Himmel werden, der möglicherweise tagsüber sichtbar ist.

8. Procyon. Der Stern unterscheidet sich stark von denen, die wir betrachtet haben. Procyon ist ein bescheidener Stern der F-Klasse, nur 40 % größer als die Sonne und kurz davor, in seinem Kern keinen Wasserstoff mehr zu haben – was bedeutet, dass er ein Unterriese im Evolutionsprozess ist. Er ist etwa siebenmal heller als die Sonne, aber nur 11,5 Lichtjahre entfernt, sodass er möglicherweise heller ist als alle bis auf sieben Sterne an unserem Himmel.

7. Rigel. Im Orion ist Beteigeuze nicht der hellste Stern – diese Auszeichnung wird Rigel verliehen, einem noch weiter von uns entfernten Stern. Er ist 860 Lichtjahre entfernt und mit einer Temperatur von nur 12.000 Grad ist Rigel kein Hauptreihenstern – es ist ein seltener blauer Überriese! Sie ist 120.000 Mal heller als die Sonne und leuchtet nicht aufgrund ihrer Entfernung von uns so hell, sondern aufgrund ihrer eigenen Helligkeit.

6. Kapelle. Dies ist ein seltsamer Stern, denn es handelt sich tatsächlich um zwei Rote Riesen mit Temperaturen, die mit der Sonne vergleichbar sind, aber jeder ist etwa 78-mal heller als die Sonne. Mit einer Entfernung von 42 Lichtjahren ist es die Kombination aus seiner eigenen Helligkeit, der relativ geringen Entfernung und der Tatsache, dass es zwei davon gibt, die es Capella ermöglichen, auf unserer Liste zu stehen.

5. Wega. Der hellste Stern aus dem Sommer-Herbst-Dreieck, der Heimat der Außerirdischen aus dem Film „Contact“. Astronomen verwendeten ihn als Standardstern der Stärke „Null“. Er befindet sich nur 25 Lichtjahre von uns entfernt, gehört zu den Sternen der Hauptreihe und ist einer der hellsten uns bekannten Sterne der Klasse A. Außerdem ist er recht jung, nur 400-500 Millionen Jahre alt. Darüber hinaus ist er 40-mal heller als die Sonne und der fünfthellste Stern am Himmel. Und von allen Sternen der nördlichen Hemisphäre ist Wega nach nur einem Stern der zweitgrößte ...

4. Arkturus. Der orangefarbene Riese liegt auf der Evolutionsskala irgendwo zwischen Procyon und Capella. Er ist der hellste Stern der nördlichen Hemisphäre und kann leicht am „Griff“ des Großen Wagens gefunden werden. Es ist 170-mal heller als die Sonne und kann im Laufe seiner Evolution sogar noch heller werden! Er ist nur 37 Lichtjahre entfernt und nur drei Sterne sind heller als er, alle auf der Südhalbkugel.

3. Alpha Centauri. Dabei handelt es sich um ein Dreifachsystem, dessen Hauptmitglied der Sonne sehr ähnlich ist und selbst schwächer ist als jeder Stern in den Zehn. Aber das Alpha-Centauri-System besteht aus den Sternen, die uns am nächsten sind, daher beeinflusst seine Position seine scheinbare Helligkeit – schließlich ist es nur 4,4 Lichtjahre entfernt. Überhaupt nicht wie Nummer 2 auf der Liste.

2. Canopus. Canopus, ein weißer Überriese, ist 15.000 Mal heller als die Sonne und der zweithellste Stern am Nachthimmel, obwohl er 310 Lichtjahre entfernt ist. Es ist zehnmal massereicher als die Sonne und 71-mal größer – es ist nicht verwunderlich, dass es so hell leuchtet, aber den ersten Platz konnte es nicht erreichen. Schließlich ist der hellste Stern am Himmel...

1. Sirius. Er ist doppelt so hell wie Canopus und Beobachter der nördlichen Hemisphäre können ihn im Winter oft hinter dem Sternbild Orion aufsteigen sehen. Er flackert häufig, weil sein helles Licht die untere Atmosphäre besser durchdringen kann als das anderer Sterne. Er ist nur 8,6 Lichtjahre entfernt, aber es ist ein Stern der Klasse A, doppelt so massereich und 25-mal heller als die Sonne.

Es mag Sie überraschen, dass die Top-Sterne auf der Liste nicht die hellsten oder nächstgelegenen Sterne sind, sondern vielmehr Kombinationen von Sternen, die hell genug und nahe genug sind, um am hellsten zu leuchten. Sterne, die doppelt so weit entfernt sind, haben eine viermal geringere Helligkeit, sodass Sirius heller leuchtet als Canopus, der heller leuchtet als Alpha Centauri usw. Interessanterweise stehen Zwergsterne der Klasse M, zu denen drei von vier Sternen im Universum gehören, überhaupt nicht auf dieser Liste.

Was wir aus dieser Lektion mitnehmen können: Manchmal erweisen sich die Dinge, die uns am auffälligsten und offensichtlichsten erscheinen, als die ungewöhnlichsten. Gemeinsame Dinge können viel schwieriger zu finden sein, aber das bedeutet, dass wir unsere Beobachtungsmethoden verbessern müssen!

Scheinbare Helligkeit

Schauen Sie nachts in den Himmel. Höchstwahrscheinlich werden Sie ein Dutzend oder eineinhalb sehr helle Sterne sehen (abhängig von der Jahreszeit und Ihrem Standort auf der Erde), mehrere Dutzend dunklere Sterne und viele, viele sehr dunkle Sterne.

Die Helligkeit von Sternen ist ihre älteste vom Menschen wahrgenommene Eigenschaft. Schon in der Antike erfanden die Menschen ein Maß für die Helligkeit von Sternen – die „Sternhelligkeit“. Obwohl man es „Größe“ nennt, geht es natürlich nicht um die Größe der Sterne, sondern nur um ihre vom Auge wahrgenommene Helligkeit. Einigen hellen Sternen wurde die erste Größe zugeordnet. Für Sterne, die etwas dunkler aussahen – der zweite. Sterne, die genauso schwächer aussahen als die vorherigen – der dritte. Usw.

Beachten Sie, dass die Helligkeit umso kleiner ist, je heller der Stern ist. Sterne der ersten Größe sind bei weitem nicht die hellsten am Himmel. Es war notwendig, die Größenordnung Null und sogar negative Größen einzugeben. Auch Bruchbeträge sind möglich. Die schwächsten Sterne, die das menschliche Auge sehen kann, sind Sterne der sechsten Größe. Mit einem Fernglas kann man bis zum siebten sehen, mit einem Amateurteleskop bis zum zehnten oder zwölften und das moderne Hubble-Orbitalteleskop reicht bis zum dreißigsten.

Hier sind die Größen unserer bekannten Sterne: Sirius (-1,5), Alpha Centauri (-0,3), Beteigeuze 0,3 (im Durchschnitt, da variabel). Die bekannten Sterne von Ursa Major sind Sterne der zweiten Größe. Die Helligkeit der Venus kann bis zu (-4,5) erreichen – nun ja, ein sehr heller Punkt, wenn Sie das Glück haben, ihn zu sehen, und Jupiter – bis zu (-2,9).

Auf diese Weise wird die Helligkeit von Sternen seit vielen Jahrhunderten mit dem Auge gemessen, indem Sterne mit Standardsternen verglichen werden. Doch dann tauchten unparteiische Instrumente auf und eine interessante Tatsache wurde entdeckt. Wie groß ist die scheinbare Helligkeit eines Sterns? Es kann als die Lichtmenge (Photonen) dieses Sterns definiert werden, die gleichzeitig in unser Auge fällt. Es stellte sich also heraus, dass die Größenskala logarithmisch ist (wie alle Skalen, die auf der Wahrnehmung der Sinne basieren). Das heißt, der Unterschied in der Helligkeit um eine Größenordnung ist ein Unterschied in der Anzahl der Photonen um das Zweieinhalbfache. Vergleichen Sie zum Beispiel mit einer Tonleiter, es ist dasselbe: Ein Oktavunterschied in der Tonhöhe ist ein zweifacher Unterschied in der Frequenz.

Die Messung der scheinbaren Helligkeit von Sternen in Magnituden wird immer noch bei visuellen Beobachtungen verwendet; Magnitudenwerte werden in allen astronomischen Nachschlagewerken aufgezeichnet. Dies ist beispielsweise praktisch, um die Helligkeit von Sternen schnell beurteilen und vergleichen zu können.

Strahlungsleistung

Die Helligkeit von Sternen, die wir mit unseren Augen sehen, hängt nicht nur von den Parametern des Sterns selbst ab, sondern auch von der Entfernung zum Stern. Beispielsweise erscheint uns der kleine, aber nahe Sirius heller als der entfernte Überriese Beteigeuze.

Um Sterne zu untersuchen, muss man natürlich Helligkeiten vergleichen, die nicht von der Entfernung abhängen. (Sie können berechnet werden, indem man die scheinbare Helligkeit des Sterns, die Entfernung zu ihm und eine Schätzung der Lichtabsorption in einer bestimmten Richtung kennt.)

Als solches Maß wurde zunächst die absolute Helligkeit verwendet – die theoretische Helligkeit, die ein Stern haben würde, wenn er in einer Standardentfernung von 10 Parsec (32 Lichtjahren) platziert wäre. Dennoch ist dies für astrophysikalische Berechnungen eine unbequeme Größe, basierend auf der subjektiven Wahrnehmung. Es erwies sich als viel praktischer, nicht die theoretische scheinbare Helligkeit, sondern die sehr reale Strahlungsleistung des Sterns zu messen. Diese Größe wird Leuchtkraft genannt und in Leuchtstärken der Sonne gemessen; die Leuchtstärke der Sonne wird als eins angenommen.

Zur Referenz: Die Leuchtkraft der Sonne beträgt 3,846 * 10 hoch sechsundzwanzig Watt.

Die Bandbreite der Leuchtstärken bekannter Sterne ist enorm: von Tausendstel (und sogar Millionstel) der Sonne bis zu fünf bis sechs Millionen.

Die Leuchtstärken der uns bekannten Sterne: Beteigeuze – 65.000 Sonnen, Sirius – 25 Sonnen, Alpha Centauri A – 1,5 Sonnen, Alpha Centauri B – 0,5 Sonnen, Proxima Centauri – 0,00006 Sonnen.

Da wir jedoch von der Helligkeit zur Strahlungsleistung übergegangen sind, sollte berücksichtigt werden, dass das eine überhaupt nicht eindeutig mit dem anderen verbunden ist. Tatsache ist, dass die scheinbare Helligkeit nur im sichtbaren Bereich gemessen wird und Sterne weit mehr als nur diesen Bereich ausstrahlen. Wir wissen, dass unsere Sonne nicht nur scheint (sichtbares Licht), sondern auch heizt (Infrarotstrahlung) und Bräunung verursacht (ultraviolette Strahlung), und härtere Strahlung wird von der Atmosphäre zurückgehalten. Das Strahlungsmaximum der Sonne liegt genau in der Mitte des sichtbaren Bereichs – was nicht verwunderlich ist: Im Laufe der Evolution waren unsere Augen gezielt auf die Sonnenstrahlung eingestellt; Aus dem gleichen Grund erscheint die Sonne im Vakuum völlig weiß. Bei kühleren Sternen verschiebt sich das Strahlungsmaximum jedoch in den roten oder sogar infraroten Bereich. Es gibt sehr kühle Sterne wie R Doradus, die den größten Teil ihrer Strahlung im Infrarotbereich abgeben. Bei heißeren Sternen hingegen verschiebt sich das Strahlungsmaximum in den blauen, violetten oder sogar ultravioletten Bereich. Noch fehlerhafter wäre es, die Strahlungsleistung solcher Sterne anhand der sichtbaren Strahlung abzuschätzen.

Daher wird der Begriff der „bolometrischen Leuchtkraft“ eines Sterns verwendet, d.h. einschließlich Strahlung in allen Bereichen. Die bolometrische Leuchtkraft kann, wie aus dem oben Gesagten hervorgeht, deutlich von der üblichen abweichen (im sichtbaren Bereich). Beispielsweise beträgt die übliche Leuchtkraft von Beteigeuze 65.000 Sonnen und die bolometrische Leuchtkraft beträgt 100.000!

Was bestimmt die Strahlungsleistung eines Sterns?

Die Strahlungsleistung eines Sterns (und damit seine Helligkeit) hängt von zwei Hauptparametern ab: der Temperatur (je heißer es ist, desto mehr Energie wird pro Flächeneinheit emittiert) und der Oberfläche (je größer sie ist, desto mehr Energie kann der Stern emittieren). bei gleicher Temperatur).

Daraus folgt, dass die hellsten Sterne im Universum blaue Hyperriesen sein sollten. Das stimmt; solche Sterne werden „hellblaue Veränderliche“ genannt. Glücklicherweise gibt es nur wenige von ihnen und sie sind alle sehr weit von uns entfernt (was für das Proteinleben äußerst nützlich ist), aber zu ihnen gehören der berühmte „Pistol Star“, Eta Carinae und andere Meister des Universums in Sachen Helligkeit.

Man sollte bedenken, dass leuchtend blaue Veränderliche zwar tatsächlich die hellsten bekannten Sterne sind (5-6 Millionen Sonnenleuchtkräfte), aber nicht die größten. Rote Hyperriesen sind viel größer als blaue Hyperriesen, leuchten jedoch aufgrund der Temperatur weniger.

Machen wir eine Pause von exotischen Hyperriesen und schauen wir uns Hauptreihensterne an. Im Prinzip sind die in allen Hauptreihensternen ablaufenden Prozesse ähnlich (die Verteilung von Strahlungszonen und Konvektionszonen im Volumen des Sterns ist unterschiedlich, aber solange die gesamte Kernfusion im Kern stattfindet, spielt dies keine besondere Rolle ). Daher ist die Masse der einzige Parameter, der die Temperatur eines Hauptreihensterns bestimmt. So einfach ist es: Je schwerer, desto heißer. Die Größe von Hauptreihensternen wird auch durch die Masse bestimmt (aus dem gleichen Grund, der Ähnlichkeit der Struktur und der ablaufenden Prozesse). Es stellt sich also heraus, dass je schwerer, desto größer und heißer, das heißt, die heißesten Sterne der Hauptreihe auch die größten sind. Erinnern Sie sich an das Bild mit den sichtbaren Farben der Sterne? Es veranschaulicht dieses Prinzip sehr gut.

Das bedeutet, dass die heißesten Hauptreihensterne auch die stärksten (hellsten) sind und je niedriger ihre Temperatur, desto geringer ihre Leuchtkraft. Daher hat die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm die Form eines diagonalen Streifens von der oberen linken Ecke (die heißesten Sterne sind die hellsten) nach unten rechts (die kleinsten sind die dunkelsten).

Es gibt weniger Flutlichter als Glühwürmchen

Es gibt noch eine weitere Regel bezüglich der Helligkeit von Sternen. Es wurde statistisch abgeleitet und dann in der Theorie der Sternentwicklung erklärt. Je heller die Sterne, desto geringer ist ihre Anzahl.

Das heißt, es gibt viel mehr dunkle als helle Sterne. Es gibt nur sehr wenige blendende Sterne der Spektralklasse O; es gibt deutlich mehr Sterne der Spektralklasse B; es gibt noch mehr Sterne der Spektralklasse A und so weiter. Darüber hinaus nimmt mit jeder Spektralklasse die Anzahl der Sterne exponentiell zu. Die größte Sternpopulation im Universum sind also Rote Zwerge – die kleinsten und schwächsten Sterne.

Daraus folgt, dass unsere Sonne in Bezug auf die Leistung alles andere als ein „gewöhnlicher“ Stern ist, aber sehr anständig. Es sind relativ wenige Sterne wie die Sonne bekannt und noch weniger leistungsstärkere.

Helligkeit

Lange Zeit glaubten Astronomen, dass der Unterschied in der scheinbaren Helligkeit von Sternen nur mit der Entfernung zu ihnen zusammenhängt: Je weiter der Stern entfernt ist, desto weniger hell sollte er erscheinen. Doch als die Entfernungen zu den Sternen bekannt wurden, entdeckten Astronomen, dass weiter entfernte Sterne manchmal eine größere scheinbare Helligkeit haben. Das bedeutet, dass die scheinbare Helligkeit von Sternen nicht nur von ihrer Entfernung abhängt, sondern auch von der tatsächlichen Stärke ihres Lichts, also von ihrer Leuchtkraft. Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von der Größe der Sternoberfläche und seiner Temperatur ab. Die Leuchtkraft eines Sterns drückt seine wahre Lichtstärke im Vergleich zur Lichtstärke der Sonne aus. Wenn man beispielsweise sagt, dass die Leuchtkraft des Sirius 17 beträgt, bedeutet dies, dass die wahre Intensität seines Lichts 17-mal größer ist als die Intensität der Sonne.

Durch die Bestimmung der Leuchtkraft von Sternen haben Astronomen herausgefunden, dass viele Sterne tausende Male heller sind als die Sonne, beispielsweise beträgt die Leuchtkraft von Deneb (Alpha Cygnus) 9400. Unter den Sternen gibt es solche, die hunderttausende Male mehr emittieren Licht als die Sonne. Ein Beispiel ist der Stern, der durch den Buchstaben S im Sternbild Dorado symbolisiert wird. Es scheint 1.000.000 Mal heller als die Sonne. Andere Sterne haben die gleiche oder fast die gleiche Leuchtkraft wie unsere Sonne, zum Beispiel Altair (Alpha Aquila) -8. Es gibt Sterne, deren Leuchtkraft in Tausendstel ausgedrückt wird, das heißt, ihre Leuchtkraft ist hundertmal geringer als die der Sonne.

Farbe, Temperatur und Zusammensetzung von Sternen

Sterne haben verschiedene Farben. Wega und Deneb sind beispielsweise weiß, Capella ist gelblich und Beteigeuze ist rötlich. Je niedriger die Temperatur eines Sterns ist, desto rötlicher ist er. Die Temperatur weißer Sterne erreicht 30.000 und sogar 100.000 Grad; Die Temperatur gelber Sterne beträgt etwa 6000 Grad und die Temperatur roter Sterne beträgt 3000 Grad und weniger.

Sterne bestehen aus heißen gasförmigen Substanzen: Wasserstoff, Helium, Eisen, Natrium, Kohlenstoff, Sauerstoff und anderen.

Sternhaufen

Sterne im riesigen Raum der Galaxie sind ziemlich gleichmäßig verteilt. Aber einige von ihnen sammeln sich immer noch an bestimmten Orten. Natürlich sind auch dort die Abstände zwischen den Sternen noch sehr groß. Doch aufgrund der enormen Entfernungen ähneln solch nahe beieinander liegende Sterne einem Sternhaufen. Deshalb werden sie so genannt. Der bekannteste Sternhaufen sind die Plejaden im Sternbild Stier. Mit bloßem Auge können in den Plejaden 6-7 Sterne unterschieden werden, die sehr nahe beieinander liegen. Durch ein Teleskop sind mehr als hundert von ihnen auf kleinem Raum sichtbar. Dies ist einer der Cluster, in denen die Sterne ein mehr oder weniger isoliertes System bilden, das durch eine gemeinsame Bewegung im Raum verbunden ist. Der Durchmesser dieses Sternhaufens beträgt etwa 50 Lichtjahre. Aber trotz der scheinbaren Nähe der Sterne in diesem Sternhaufen sind sie tatsächlich ziemlich weit voneinander entfernt. In derselben Konstellation gibt es rund um seinen Hauptstern – den hellsten – rötlichen Stern Al-Debaran, einen weiteren, weiter verstreuten Sternhaufen – die Hyaden.

Einige Sternhaufen erscheinen in schwachen Teleskopen als neblige, verschwommene Flecken. Bei leistungsstärkeren Teleskopen zerfallen diese Flecken vor allem zu den Rändern hin in einzelne Sterne. Mit großen Teleskopen lässt sich feststellen, dass es sich um besonders nahegelegene Sternhaufen mit Kugelform handelt. Daher werden solche Cluster als kugelförmig bezeichnet. Mittlerweile sind mehr als hundert Kugelsternhaufen bekannt. Sie alle sind sehr weit von uns entfernt. Jeder von ihnen besteht aus Hunderttausenden Sternen.

Die Frage, was die Welt der Sterne ist, ist offenbar eine der ersten Fragen, mit denen sich die Menschheit seit Beginn der Zivilisation konfrontiert sieht. Jeder Mensch, der den Sternenhimmel betrachtet, verbindet unwillkürlich die hellsten Sterne miteinander in den einfachsten Formen – Quadrate, Dreiecke, Kreuze – und wird so zum unfreiwilligen Schöpfer seiner eigenen Karte des Sternenhimmels. Unsere Vorfahren folgten demselben Weg und teilten den Sternenhimmel in klar unterscheidbare Sternkombinationen, sogenannte Sternbilder, ein. In alten Kulturen finden wir Hinweise auf die ersten Sternbilder, identifiziert mit den Symbolen der Götter oder Mythen, die in Form poetischer Namen auf uns überliefert sind – das Sternbild Orion, das Sternbild der Canes Venatici, das Sternbild Andromeda, usw. Diese Namen schienen die Vorstellungen unserer Vorfahren über die Ewigkeit und Unveränderlichkeit des Universums, die Beständigkeit und Unveränderlichkeit der Harmonie des Kosmos zu symbolisieren.

Wie lange kann ein Stern leben? Definieren wir es zunächst: Unter der Lebensdauer eines Sterns verstehen wir seine Fähigkeit, eine Kernfusion durchzuführen. Denn die „Leiche eines Sterns“ kann auch nach Abschluss der Synthese noch lange hängen bleiben.

Typischerweise gilt: Je weniger Masse ein Stern hat, desto länger wird er leben. Die Sterne mit der geringsten Masse sind Rote Zwerge. Sie können zwischen 7,5 und 50 Prozent der Sonnenmasse betragen. Alles, was weniger massereich ist, kann keine Kernfusion durchlaufen – und wird kein Stern sein. Aktuelle Modelle gehen davon aus, dass die kleinsten Roten Zwerge bis zu 10 Billionen Jahre überleben können. Vergleichen Sie dies mit unserer Sonne, wo die Fusion etwa 10 Milliarden Jahre dauern wird – tausendmal weniger. Sobald der größte Teil des Wasserstoffs verschmolzen ist, so die Theorie, wird aus dem hellroten Zwerg ein blauer Zwerg, und wenn der verbleibende Wasserstoff aufgebraucht ist, hört die Fusion im Kern auf und der Zwerg wird weiß.

Die ältesten Sterne

Die ältesten Sterne scheinen diejenigen zu sein, die unmittelbar nach dem Urknall entstanden sind (vor etwa 13,8 Milliarden Jahren). Astronomen können das Alter von Sternen abschätzen, indem sie ihr Sternenlicht betrachten. Dadurch erfahren sie, wie viel von jedem Element im Stern enthalten ist (z. B. Wasserstoff, Helium, Lithium). Die ältesten Sterne bestehen in der Regel hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, wobei schwereren Elementen nur sehr wenig Masse gewidmet ist.

Der älteste beobachtete Stern ist SMSS J031300.36-670839.3. Seine Entdeckung wurde im Februar 2014 bekannt gegeben. Sein Alter wird auf 13,6 Milliarden Jahre geschätzt und er gehört noch immer nicht zu den ersten Sternen. Solche Sterne wurden noch nicht entdeckt, könnten es aber durchaus sein. Rote Zwerge leben, wie bereits erwähnt, Billionen von Jahren, sind aber sehr schwer zu entdecken. Selbst wenn es solche Sterne gäbe, wäre die Suche nach ihnen jedenfalls wie die Suche nach der Nadel im Heuhaufen.

Die dunkelsten Sterne

Welche Sterne sind die dunkelsten? Bevor wir diese Frage beantworten, wollen wir verstehen, was „dim“ ist. Je weiter Sie von einem Stern entfernt sind, desto dunkler erscheint er. Wir müssen also nur die Entfernung als Faktor entfernen und seine Helligkeit oder die Gesamtenergiemenge messen, die der Stern in Form von Photonen, Lichtteilchen, aussendet.

Wenn wir uns auf Sterne beschränken, die sich noch im Fusionsprozess befinden, dann ist die Leuchtkraft bei Roten Zwergen am geringsten. Der kühlste Stern mit der geringsten Leuchtkraft ist derzeit der Rote Zwerg 2MASS J0523-1403. Etwas weniger Licht – und wir betreten das Reich der Braunen Zwerge, die keine Sterne mehr sind.

Es können auch Überreste von Sternen vorhanden sein: Weiße Zwerge, Neutronensterne usw. Wie dunkel können sie sein? Weiße Zwerge sind etwas leichter, brauchen aber lange zum Abkühlen. Nach einer gewissen Zeit verwandeln sie sich in kalte Kohlestücke, die praktisch kein Licht mehr aussenden – sie werden zu „Schwarzen Zwergen“. Das Abkühlen von Weißen Zwergen dauert sehr lange, sie existieren also einfach noch nicht.

Astrophysiker wissen noch nicht, was mit der Materie von Neutronensternen passiert, wenn sie abkühlen. Durch die Beobachtung von Supernovae in anderen Galaxien können sie vermuten, dass sich in unserer Galaxie mehrere hundert Millionen Neutronensterne gebildet haben, von denen bisher jedoch nur ein kleiner Bruchteil registriert wurde. Der Rest muss so stark abgekühlt sein, dass er einfach unsichtbar wurde.

Was ist mit Schwarzen Löchern im tiefen intergalaktischen Raum, in deren Umlaufbahn sich nichts befindet? Sie emittieren immer noch etwas Strahlung, die sogenannte Hawking-Strahlung, aber nicht viel davon. Solche einsamen Schwarzen Löcher leuchten wahrscheinlich weniger als die Überreste von Sternen. Existieren sie? Vielleicht.

Die hellsten Sterne

Die hellsten Sterne sind in der Regel auch die massereichsten. Sie neigen auch dazu, Wolf-Rayet-Sterne zu sein, was bedeutet, dass sie heiß sind und viel Masse in starke Sternwinde abgeben. Auch die hellsten Sterne leben nicht besonders lange: „Lebe schnell, stirb jung.“

Der bisher hellste Stern (und der massereichste) gilt als R136a1. Die Eröffnung wurde 2010 angekündigt. Es ist ein Wolf-Rayet-Stern mit einer Leuchtkraft von etwa 8.700.000 Sonnenstrahlen und einer Masse, die 265-mal größer ist als die unseres Heimatsterns. Einst betrug seine Masse 320 Sonnen.

R136a1 ist tatsächlich Teil eines dichten Sternhaufens namens R136. Laut Paul Crowther, einem der Entdecker, „dauert die Entstehung von Planeten länger als das Leben und Sterben eines solchen Sterns.“ Selbst wenn es dort Planeten gäbe, gäbe es keine Astronomen auf ihnen, denn der Nachthimmel wäre genauso hell wie der Tageshimmel.“

Die größten Sterne

Trotz seiner enormen Masse ist R136a1 nicht der größte Stern (nach Größe). Es gibt viele größere Sterne, und sie alle sind Rote Überriesen – Sterne, die ihr ganzes Leben lang viel kleiner waren, bis ihnen der Wasserstoff ausging, sie anfingen, Helium zu fusionieren und ihre Temperatur zu steigen und sich auszudehnen begann. Unsere Sonne wird letztendlich ein ähnliches Schicksal erleiden. Der Wasserstoff geht zur Neige und der Stern dehnt sich aus und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Um ein Roter Überriese zu werden, muss ein Stern zehnmal massereicher sein als unsere Sonne. Die Phase des Roten Überriesen ist normalerweise kurz und dauert nur einige tausend bis eine Milliarde Jahre. Nach astronomischen Maßstäben ist das nicht viel.

Die bekanntesten Roten Überriesen sind Alpha Antares und Beteigeuze, aber im Vergleich zu den größten sind sie auch recht klein. Die Suche nach dem größten Roten Überriesen ist ein äußerst vergebliches Unterfangen, da die genaue Größe solcher Sterne sehr schwer mit Sicherheit abzuschätzen ist. Die größten sollten 1500-mal breiter als die Sonne sein, vielleicht sogar mehr.

Sterne mit den hellsten Explosionen

Hochenergetische Photonen werden Gammastrahlen genannt. Sie entstehen durch nukleare Explosionen, daher starten einige Länder spezielle Satelliten, um nach Gammastrahlen zu suchen, die durch Atomtests verursacht werden. Im Juli 1967 entdeckten solche US-Satelliten eine Explosion von Gammastrahlen, die nicht durch eine Atomexplosion verursacht wurde. Seitdem wurden viele weitere ähnliche Explosionen entdeckt. Sie sind normalerweise nur von kurzer Dauer und dauern nur wenige Millisekunden bis einige Minuten. Aber sehr hell – viel heller als die hellsten Sterne. Ihre Quelle liegt nicht auf der Erde.

Was verursacht Gammastrahlenausbrüche? Es gibt viele Vermutungen. Heutzutage beschränken sich die meisten Spekulationen auf die Explosion massereicher Sterne (Supernovae oder Hypernovae), die dabei sind, Neutronensterne oder Schwarze Löcher zu werden. Einige Gammastrahlenausbrüche werden durch Magnetare, eine Art Neutronenstern, verursacht. Andere Gammastrahlenausbrüche können das Ergebnis der Verschmelzung zweier Neutronensterne zu einem oder eines Sterns sein, der in ein Schwarzes Loch fällt.

Die coolsten ehemaligen Stars

Schwarze Löcher sind keine Sterne, sondern die Überreste von Sternen – aber es macht Spaß, sie mit Sternen zu vergleichen, denn solche Vergleiche zeigen, wie unglaublich beides sein kann.

Ein Schwarzes Loch entsteht, wenn die Schwerkraft eines Sterns stark genug ist, um alle anderen Kräfte zu überwinden und den Stern in sich zusammenfallen zu lassen, bis er einen Punkt der Singularität erreicht. Mit einer Masse ungleich Null, aber einem Volumen von Null hätte ein solcher Punkt theoretisch eine unendliche Dichte. Allerdings sind Unendlichkeiten in unserer Welt selten, daher haben wir einfach keine gute Erklärung dafür, was im Zentrum eines Schwarzen Lochs passiert.

Schwarze Löcher können extrem massereich sein. Schwarze Löcher, die in den Zentren einzelner Galaxien entdeckt werden, können mehrere zehn Milliarden Sonnenmassen haben. Darüber hinaus kann die Materie in der Umlaufbahn supermassereicher Schwarzer Löcher sehr hell sein, heller als alle Sterne in den Galaxien. In der Nähe des Schwarzen Lochs könnten sich auch mächtige Jets befinden, die sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen.

Die sich am schnellsten bewegenden Sterne

Im Jahr 2005 gaben Warren Brown und andere Astronomen am Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics die Entdeckung eines Sterns bekannt, der sich so schnell bewegte, dass er aus der Milchstraße geflogen war und niemals zurückkehren würde. Sein offizieller Name ist SDSS J090745.0+024507, aber Brown nannte ihn einen „Schurkenstern“.

Auch andere sich schnell bewegende Sterne wurden entdeckt. Sie werden als Hypergeschwindigkeitssterne oder ultraschnelle Sterne bezeichnet. Bis Mitte 2014 wurden 20 solcher Sterne entdeckt. Die meisten von ihnen scheinen aus dem Zentrum der Galaxie zu kommen. Einer Hypothese zufolge zog ein Paar eng verbundener Sterne (ein Doppelsternsystem) in der Nähe des Schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie vorbei, wobei ein Stern vom Schwarzen Loch eingefangen und der andere mit hoher Geschwindigkeit herausgeschleudert wurde.

Es gibt Sterne, die sich noch schneller bewegen. Tatsächlich gilt im Allgemeinen: Je weiter ein Stern von unserer Galaxie entfernt ist, desto schneller entfernt er sich von uns. Dies liegt an der Ausdehnung des Universums und nicht an der Bewegung des Sterns im Weltraum.

Die veränderlichsten Sterne

Die Helligkeit vieler Sterne schwankt stark, wenn man sie von der Erde aus betrachtet. Sie werden als veränderliche Sterne bezeichnet. Davon gibt es viele: Allein in der Milchstraße gibt es etwa 45.000 davon.

Laut dem Astrophysikprofessor Coel Hellier sind die veränderlichsten dieser Sterne katastrophale oder explosive, veränderliche Sterne. Ihre Helligkeit kann im Tagesverlauf um den Faktor 100 zunehmen, abnehmen, wieder zunehmen usw. Solche Sterne sind bei Amateurastronomen beliebt.

Heute haben wir ein gutes Verständnis dafür, was mit katastrophalen veränderlichen Sternen passiert. Es handelt sich um Doppelsternsysteme, in denen ein Stern ein gewöhnlicher Stern und der andere ein Weißer Zwerg ist. Materie eines gewöhnlichen Sterns fällt auf eine Akkretionsscheibe, die den Weißen Zwerg umkreist. Sobald die Masse der Scheibe groß genug ist, beginnt die Fusion, was zu einer Erhöhung der Helligkeit führt. Allmählich versiegt die Synthese und der Prozess beginnt von neuem. Manchmal kollabiert ein Weißer Zwerg. Es gibt genügend Entwicklungsmöglichkeiten.

Die ungewöhnlichsten Sterne

Einige Arten von Sternen sind ziemlich ungewöhnlich. Sie haben nicht unbedingt extreme Eigenschaften wie Leuchtkraft oder Masse, sie sind einfach nur seltsam.

Wie zum Beispiel die Torna-Zytkow-Objekte. Sie sind nach den Physikern Kip Thorne und Anna Zhitkov benannt, die ihre Existenz erstmals vermuteten. Ihre Idee war, dass ein Neutronenstern zum Kern eines Roten Riesen oder Überriesen werden könnte. Die Idee ist unglaublich, aber ... ein solches Objekt wurde kürzlich entdeckt.

Manchmal kreisen zwei große gelbe Sterne so nah beieinander, dass sie unabhängig von der Materie, die zwischen ihnen liegt, wie eine riesige kosmische Erdnuss aussehen. Es sind nur zwei solcher Systeme bekannt.

Przybylskis Stern wird manchmal als Beispiel für einen ungewöhnlichen Stern angeführt, weil sein Sternenlicht sich von dem anderer Sterne unterscheidet. Astronomen messen die Intensität jeder Wellenlänge, um herauszufinden, woraus der Stern besteht. Dies ist normalerweise kein Problem, aber Wissenschaftler versuchen immer noch, das Spektrum von Przybylskis Stern zu verstehen.

Basierend auf Materialien von listverse.com