Sterne sind schöne, wundersame Dinge. Ähnlich wie Planeten, Planetoiden und andere stellare Körper gibt es sie in vielen Größen, Formen und sogar Farben. Und im Laufe vieler Jahrhunderte haben Astronomen aufgrund dieser grundlegenden Eigenschaften verschiedene Arten von Sternen erkannt.
Die Farbe eines Sterns – die von bläulich-weiß und gelb bis hin zu orange und rot variiert – ist beispielsweise in erster Linie auf seine Zusammensetzung und effektive Temperatur zurückzuführen. Und zu jeder Zeit emittieren Sterne Licht, das eine Kombination mehrerer verschiedener Wellenlängen ist. Darüber hinaus kann sich die Farbe eines Sterns im Laufe der Zeit ändern.
Komposition:
Verschiedene Elemente emittieren beim Erhitzen unterschiedliche Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung. Im Fall von Sternen umfasst er seine Hauptbestandteile (Wasserstoff und Helium), aber auch die verschiedenen Spurenelemente, aus denen er besteht. Die Farbe, die wir sehen, ist die Kombination dieser verschiedenen elektromagnetischen Wellenlängen, die als a . bezeichnet werden Plancksche Kurve .
Diagramm zum Wein’schen Gesetz, das die Strahlungsemission eines schwarzen Körpers basierend auf seiner Spitzenwellenlänge beschreibt. Bildnachweis: Wikipedia Commons/Darth
Die Wellenlänge, bei der ein Stern am meisten Licht emittiert, wird als „Spitzenwellenlänge“ des Sterns bezeichnet (bekannt als Wien’s Law ), das ist der Höhepunkt seiner Planck-Kurve. Wie dieses Licht dem menschlichen Auge erscheint, wird jedoch auch durch die Beiträge der anderen Teile seiner Planck-Kurve abgeschwächt.
Kurz gesagt, wenn die verschiedenen Farben des Spektrums kombiniert werden, erscheinen sie mit bloßem Auge weiß. Dadurch erscheint die scheinbare Farbe des Sterns heller als dort, wo die Spitzenwellenlänge des Sterns in das Farbspektrum fällt. Betrachten Sie unsere Sonne. Obwohl seine Spitzenemissionswellenlänge dem grünen Teil des Spektrums entspricht, erscheint seine Farbe blassgelb.
Die Zusammensetzung eines Sterns ist das Ergebnis seiner Entstehungsgeschichte. Jeder Stern wird aus einem Nebel aus Gas und Staub geboren, und jeder ist anders. Während Nebel im interstellaren Medium größtenteils aus Wasserstoff bestehen, dem Haupttreibstoff für die Sternentstehung, tragen sie auch andere Elemente. Die Gesamtmasse des Nebels sowie die verschiedenen Elemente, aus denen er besteht, bestimmen, welche Art von Stern entstehen wird.
Die Farbänderung, die diese Elemente den Sternen verleihen, ist nicht sehr offensichtlich, kann aber dank der als Spektroanalyse bekannten Methode untersucht werden. Durch die Untersuchung der verschiedenen Wellenlängen, die ein Stern mit einem Spektrometer erzeugt, können Wissenschaftler feststellen, welche Elemente im Inneren verbrannt werden.
Temperatur und Entfernung:
Der andere wichtige Faktor, der die Farbe eines Sterns beeinflusst, ist seine Temperatur. Wenn die Wärme der Sterne zunimmt, nimmt die gesamte abgestrahlte Energie zu und der Höhepunkt der Kurve verschiebt sich zu kürzeren Wellenlängen. Mit anderen Worten, wenn ein Stern heißer wird, wird das von ihm emittierte Licht immer weiter in Richtung des blauen Endes des Spektrums verschoben. Wenn die Sterne kälter werden, ist die Situation umgekehrt (siehe unten).
Ein dritter und letzter Faktor, der beeinflusst, welches Licht ein Stern zu emittieren scheint, ist als bekannt Doppler-Effekt . Bei Schall, Licht und anderen Wellen kann die Frequenz je nach Entfernung zwischen der Quelle und dem Betrachter ansteigen oder abfallen.
In der Astronomie verursacht dieser Effekt die sogenannte „Rotverschiebung“ und „Blauverschiebung“ – bei der das sichtbare Licht, das von einem entfernten Stern kommt, in Richtung des roten Endes des Spektrums verschoben wird, wenn es sich entfernt, und des blauen Endes wenn es näher rückt.
Moderne Klassifizierung:
Die moderne Astronomie klassifiziert Sterne nach ihren wesentlichen Merkmalen, zu denen ihre Spektralklasse (d. h. Farbe), Temperatur, Größe und Helligkeit gehören. Die meisten Sterne sind derzeit unter dem Morgan–Keenan (MK)-System, das Sterne anhand der Temperatur mit den Buchstaben klassifiziertODER,B,ZU,F,g,ZU, undm, – O ist der heißeste und M der kühlste.
Jede Buchstabenklasse wird dann durch eine Ziffer mit unterteilt0am heißesten sein und9am kühlsten sein (z. B. sind O1 bis M9 die heißesten bis kältesten Sterne). Im MK-System wird eine Leuchtkraftklasse mit römischen Ziffern hinzugefügt. Diese basieren auf der Breite bestimmter Absorptionslinien im Spektrum des Sterns (die mit der Dichte der Atmosphäre variieren) und unterscheiden so Riesensterne von Zwergen.
Helligkeitsklassen 0 und I gelten für Hyper- oder Überriesen; Klassen II, III und IV gelten für helle, regelmäßige Riesen bzw. Unterriesen; Klasse V ist für Hauptreihensterne; und Klasse VI und VII gelten für Unterzwerge und Zwergsterne. Es gibt auch die Hertzsprung-Russell-Diagramm , die die Sternklassifizierung mit der absoluten Helligkeit (d. h. der intrinsischen Helligkeit), der Leuchtkraft und der Oberflächentemperatur in Beziehung setzt.
Dieselbe Klassifikation für Spektraltypen wird verwendet, von Blau und Weiß an einem Ende bis Rot am anderen Ende, die dann mit der absoluten visuellen Größe der Sterne (ausgedrückt als Mv) kombiniert werden, um sie auf einer zweidimensionalen Karte zu platzieren (siehe unten .). ).
Das Hertzspirg-Russel-Diagramm, das die Beziehung zwischen der Sternfarbe AM zeigt. Helligkeit und Temperatur. Bildnachweis: astronomy.starrynight.com
Im Durchschnitt sind Sterne im O-Bereich heißer als andere Klassen und erreichen effektive Temperaturen von bis zu 30.000 K. Gleichzeitig sind sie auch größer und massereicher und erreichen Größen von über 6,5 Sonnenradien und bis zu 16 Sonnenmassen. Am unteren Ende sind Sterne vom Typ K und M (orange und rote Zwerge) in der Regel kühler (im Bereich von 2400 bis 5700 K), messen das 0,7- bis 0,96-fache der unserer Sonne und haben eine Masse von 0,08 bis 0,8.
Sternentwicklung:
Sterne gehen auch durch ein evolutionärer Lebenszyklus , während derer sich Größe, Temperatur und Farbe ändern. Wenn beispielsweise unsere Sonne den gesamten Wasserstoff in ihrem Kern erschöpft, wird sie instabil und kollabiert unter ihrem eigenen Gewicht. Dadurch erwärmt sich der Kern und wird dichter, wodurch die Sonne größer wird.
An diesem Punkt wird es seine verlassen haben Hauptfolge Phase und trat in die Phase des Roten Riesen seines Lebens, das (wie der Name vermuten lässt) durch Ausdehnung und tiefes Rot gekennzeichnet sein wird. Wenn dies geschieht, wird sich unsere Sonne theoretisch auf ausdehnen umfassen die Umlaufbahnen von Merkur und sogar Venus .
Die Erde wird, wenn sie diese Ausdehnung überlebt, so nahe sein, dass sie unbewohnbar wird. Wenn unsere Sonne dann ihre Post-Red Giant-Phase erreicht, beginnt die Sonne, Masse auszustoßen, und hinterlässt einen exponierten Kern, der als a . bekannt ist weißer Zwerg . Dieser Überrest wird Billionen von Jahren überleben, bevor er schwarz wird.
Es wird angenommen, dass dies bei allen Sternen der Fall ist, die zwischen 0,5 und 1 Sonnenmasse (die halbe oder so viel Masse unserer Sonne) haben. Etwas anders ist die Situation bei Sternen mit geringer Masse (d. h. roten Zwergen), die typischerweise etwa 0,1 Sonnenmassen haben.
Es wird angenommen, dass diese Sterne etwa sechs bis zwölf Billionen Jahre in ihrer Hauptsequenz bleiben können und keine Rote-Riesen-Phase erleben werden. Sie werden jedoch allmählich sowohl in der Temperatur als auch in der Leuchtkraft zunehmen und werden noch mehrere hundert Milliarden Jahre existieren, bevor sie schließlich zu einem Weißen Zwerg zusammenbrechen.
Auf der anderen Seite, Überriesensterne (bis zu 100 Sonnenmassen oder mehr) haben so viel Masse in ihren Kernen, dass sie wahrscheinlich eine Heliumzündung erfahren, sobald sie ihre Wasserstoffvorräte erschöpft haben. Als solche werden sie wahrscheinlich nicht überleben, um Rote Überriesen zu werden, und stattdessen ihr Leben in einer riesigen Supernova beenden.
Um das alles aufzuschlüsseln, variieren die Farben der Sterne je nach ihrer chemischen Zusammensetzung, ihrer jeweiligen Größe und ihrer Temperatur. Im Laufe der Zeit, wenn sich diese Eigenschaften ändern (da sie ihren Treibstoff verbrauchen), werden viele dunkler und röter, während andere prächtig explodieren. Je mehr Sterne beobachten, desto mehr erfahren wir über unser Universum und seine lange, lange Geschichte!
Wir haben viele Artikel über Sterne auf Universe Today geschrieben. Hier ist Was ist der größte Stern im Universum? , Was ist ein Binärstern? , Bewegen sich Sterne? , Was sind die bekanntesten Stars? , Was ist der hellste Stern am Himmel, Vergangenheit und Zukunft?
Möchten Sie mehr Informationen zu Sternen? Hier ist Hubblesites Pressemitteilungen über Stars , und weitere Informationen von Die NASA stellt sich das Universum vor .
Wir haben mehrere Episoden von Astronomy Cast über Sterne aufgenommen. Hier sind zwei, die für Sie hilfreich sein könnten: Folge 12: Woher kommen Babystars? , und Folge 13: Wohin gehen Sterne, wenn sie sterben? ?
Quellen:
