Die blauen und weißen Sterne sind die meisten. Gelber Stern: Beispiele, Unterschiede der Sterne nach Farbe. Temperatur und Masse von Sternen

Jeder Mensch weiß, wie die Sterne am Himmel aussehen. Winzige, leuchtende Lichter. In der Antike konnten die Menschen keine Erklärung für dieses Phänomen finden. Die Sterne galten als Augen der Götter, als Seelen toter Vorfahren, als Wächter und Beschützer, die den Frieden des Menschen in der Dunkelheit der Nacht beschützten. Damals hätte niemand gedacht, dass die Sonne auch ein Stern sei.

Was ist ein Stern?

Es vergingen viele Jahrhunderte, bis die Menschen verstanden, was die Sterne waren. Arten von Sternen, ihre Eigenschaften, Vorstellungen über die dort ablaufenden chemischen und physikalischen Prozesse – das ist ein neues Wissensgebiet. Die antiken Astronomen konnten sich nicht einmal vorstellen, dass es sich bei einem solchen Stern überhaupt nicht um ein winziges Licht handelte, sondern um einen unvorstellbar großen Ball aus heißem Gas, in dem Reaktionen stattfinden

thermonukleare Fusion. Es liegt ein seltsames Paradoxon in der Tatsache, dass das schwache Sternenlicht das blendende Leuchten einer Kernreaktion ist und die wohlige Wärme der Sonne die monströse Hitze von Millionen Kelvin ist.

Alle Sterne, die mit bloßem Auge am Himmel sichtbar sind, befinden sich in der Galaxie die Milchstrasse. Dazu gehört auch die Sonne, die sich an ihrem Rand befindet. Es ist unmöglich, sich vorzustellen, wie der Nachthimmel aussehen würde, wenn die Sonne im Zentrum der Milchstraße stünde. Immerhin beträgt die Anzahl der Sterne in dieser Galaxie mehr als 200 Milliarden.

Ein wenig über die Geschichte der Astronomie

Auch antike Astronomen konnten ungewöhnliche und interessante Dinge über die Sterne am Himmel erzählen. Die Sumerer identifizierten bereits einzelne Sternbilder und den Tierkreis und berechneten als erste die Teilung eines Vollwinkels durch 360 0 . Sie erstellten auch den Mondkalender und konnten ihn mit dem Sonnenkalender synchronisieren. Die Ägypter glaubten, dass sich die Erde im Weltraum befinde, wussten aber auch, dass Merkur und Venus sich um die Sonne drehten.

In China wurde die Astronomie als Wissenschaft bereits Ende des 3. Jahrtausends v. Chr. erforscht. e., und

Die ersten Observatorien entstanden im 12. Jahrhundert. Chr e. Sie studierten Mond und Sonnenfinsternisse, nachdem wir ihre Ursache verstanden und sogar die Prognosetermine berechnet hatten, beobachteten wir Meteoriten Schauer und die Flugbahnen von Kometen.

Die alten Inkas kannten die Unterschiede zwischen Sternen und Planeten. Es gibt indirekte Beweise dafür, dass ihnen die Galiläer und die visuelle Unschärfe der Umrisse der Venusscheibe aufgrund der Anwesenheit einer Atmosphäre auf dem Planeten bewusst waren.

Die alten Griechen konnten die Sphärizität der Erde nachweisen und gingen davon aus, dass das System heliozentrisch sei. Sie versuchten, den Durchmesser der Sonne zu berechnen, allerdings fälschlicherweise. Aber die Griechen waren die ersten, die grundsätzlich darauf hinwiesen, dass die Sonne mehr als die Erde Davor dachte jeder anders, indem er sich auf visuelle Beobachtungen verließ. Der griechische Hipparchos erstellte zunächst einen Katalog von Leuchten und identifizierte sie verschiedene Typen Sterne Klassifizierung der Sterne dabei wissenschaftliche Arbeit basierend auf der Intensität des Leuchtens. Hipparchos identifizierte 6 Helligkeitsklassen; insgesamt waren im Katalog 850 Leuchten aufgeführt.

Worauf haben antike Astronomen geachtet?

Die ursprüngliche Klassifizierung von Sternen basierte auf ihrer Helligkeit. Schließlich ist dieses Kriterium das einzige, das einem Astronomen, der nur mit einem Teleskop ausgestattet ist, zur Verfügung steht. Es wurden sogar die hellsten Sterne oder solche mit einzigartigen sichtbaren Eigenschaften angegeben Eigennamen, und jede Nation hat ihre eigene. Deneb, Rigel und Algol sind also arabische Namen, Sirius ist lateinisch und Antares ist griechisch. Der Polarstern hat in jeder Nation seinen eigenen Namen. Dies ist vielleicht einer der wichtigsten Sterne im „praktischen Sinne“. Seine Koordinaten am Nachthimmel bleiben trotz der Erdrotation unverändert. Wenn sich die anderen Sterne von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang über den Himmel bewegen, ändert der Nordstern seinen Standort nicht. Daher diente es Seeleuten und Reisenden als zuverlässiger Führer. Entgegen der landläufigen Meinung ist dies übrigens nicht der hellste Stern am Himmel. Äußerlich fällt der Polarstern in keiner Weise auf – weder durch seine Größe noch durch die Intensität seines Leuchtens. Sie können es nur finden, wenn Sie wissen, wo Sie suchen müssen. Es befindet sich ganz am Ende des „Eimerhenkels“ von Ursa Minor.

Worauf basiert die Sterneklassifizierung?

Moderne Astronomen werden bei der Beantwortung der Frage, welche Arten von Sternen es gibt, wahrscheinlich nicht die Helligkeit des Leuchtens oder die Position am Nachthimmel erwähnen. Vielleicht als historische Exkursion oder in einem Vortrag, der sich an ein Publikum richtet, das völlig fernab der Astronomie ist.

Die moderne Klassifizierung von Sternen basiert auf ihrer Spektralanalyse. Dabei werden meist auch Masse, Leuchtkraft und Radius des Himmelskörpers angegeben. Alle diese Indikatoren beziehen sich auf die Sonne, das heißt, ihre Eigenschaften werden als Maßeinheiten herangezogen.

Die Klassifizierung von Sternen basiert auf einem Kriterium wie der absoluten Helligkeit. Dies ist der scheinbare Helligkeitsgrad ohne Atmosphäre, üblicherweise in einer Entfernung von 10 Parsec vom Beobachtungspunkt entfernt.

Darüber hinaus werden Helligkeitsschwankungen und die Größe des Sterns berücksichtigt. Die Arten von Sternen werden derzeit durch ihre Spektralklasse und genauer gesagt durch ihre Unterklasse bestimmt. Die Astronomen Russell und Hertzsprung analysierten unabhängig voneinander die Beziehung zwischen Leuchtkraft, absoluter Oberflächentemperatur und Spektralklasse der Leuchten. Sie zeichneten ein Diagramm mit den entsprechenden Koordinatenachsen und stellten fest, dass das Ergebnis überhaupt nicht chaotisch war. Die Leuchten auf der Karte befanden sich in klar unterscheidbaren Gruppen. Das Diagramm ermöglicht es, bei Kenntnis der Spektralklasse eines Sterns seine absolute Helligkeit zumindest annähernd genau zu bestimmen.

Wie Sterne geboren werden

Dieses Diagramm lieferte klare Beweise dafür moderne Theorie Datenentwicklung Himmelskörper. Die Grafik zeigt deutlich, dass die zahlreichste Klasse diejenigen sind, die zu den sogenannten gehören Hauptfolge Sterne. Die zu diesem Segment gehörenden Sterntypen kommen am häufigsten vor dieser Moment im Entwicklungspunkt des Universums. Dies ist das Entwicklungsstadium der Leuchte, in dem die für die Strahlung aufgewendete Energie durch die dabei aufgenommene Energie kompensiert wird thermonukleare Reaktion. Die Aufenthaltsdauer in diesem Entwicklungsstadium wird durch die Masse des Himmelskörpers und den Anteil an Elementen, die schwerer als Helium sind, bestimmt.

Die derzeit allgemein anerkannte Theorie der Sternentwicklung besagt dies zunächst

Im Entwicklungsstadium ist der Stern eine entladene riesige Gaswolke. Unter dem Einfluss seiner eigenen Schwerkraft zieht es sich zusammen und verwandelt sich allmählich in eine Kugel. Je stärker die Kompression ist, desto intensiver wird die Gravitationsenergie in Wärmeenergie umgewandelt. Das Gas erwärmt sich und wenn die Temperatur 15–20 Millionen K erreicht, beginnt im neugeborenen Stern eine thermonukleare Reaktion. Danach stoppt der Prozess der Gravitationskompression.

Die Hauptphase im Leben eines Sterns

In den Tiefen des jungen Sterns überwiegen zunächst Reaktionen des Wasserstoffkreislaufs. Dies ist der längste Zeitraum im Leben eines Sterns. Die Arten von Sternen in diesem Entwicklungsstadium werden in der massereichsten Hauptreihe des oben beschriebenen Diagramms dargestellt. Mit der Zeit geht der Wasserstoff im Kern des Sterns zur Neige und verwandelt sich in Helium. Danach ist eine thermonukleare Verbrennung nur noch an der Peripherie des Kerns möglich. Der Stern wird heller, seine äußeren Schichten dehnen sich deutlich aus und seine Temperatur sinkt. Der Himmelskörper verwandelt sich in einen Roten Riesen. Dieser Abschnitt im Leben eines Sterns

viel kürzer als der vorherige. Sein weiteres Schicksal ist wenig erforscht. Es gibt verschiedene Annahmen, eine verlässliche Bestätigung liegt jedoch noch nicht vor. Die am weitesten verbreitete Theorie besagt, dass sich der Sternkern zusammenzieht, wenn zu viel Helium vorhanden ist, da er seiner eigenen Masse nicht standhalten kann. Die Temperatur steigt, bis Helium eine thermonukleare Reaktion eingeht. Monströse Temperaturen führen zu einer weiteren Expansion und der Stern verwandelt sich in einen Roten Riesen. Weiteres Schicksal Der Stern hängt laut Wissenschaftlern von seiner Masse ab. Aber Theorien hierzu sind lediglich das Ergebnis von Computersimulationen und werden nicht durch Beobachtungen bestätigt.

Kühlende Sterne

Vermutlich werden massearme Rote Riesen schrumpfen, sich in Zwerge verwandeln und allmählich abkühlen. Sterne Durchschnittsgewicht kann umgewandelt werden, während im Zentrum einer solchen Formation der Kern, ohne äußere Hüllen, weiter existieren wird, sich allmählich abkühlt und sich in einen Weißen Zwerg verwandelt. Wenn der Zentralstern erhebliche Infrarotstrahlung aussendet, entstehen Bedingungen für die Aktivierung eines kosmischen Masers in der expandierenden Gashülle des planetarischen Nebels.

Wenn massereiche Sterne komprimiert werden, können sie einen solchen Druck erreichen, dass Elektronen buchstäblich hineingedrückt werden Atomkerne, verwandeln sich in Neutronen. Denn dazwischen

Diese Teilchen besitzen keine elektrostatischen Abstoßungskräfte; der Stern kann auf eine Größe von mehreren Kilometern schrumpfen. Darüber hinaus wird seine Dichte die Dichte von Wasser um das 100-Millionen-fache übersteigen. Ein solcher Stern wird Neutronenstern genannt und ist tatsächlich ein riesiger Atomkern.

Supermassive Sterne existieren weiterhin und synthetisieren nacheinander im Prozess thermonuklearer Reaktionen aus Helium Kohlenstoff, dann Sauerstoff, daraus Silizium und schließlich Eisen. In diesem Stadium der thermonuklearen Reaktion kommt es zu einer Supernova-Explosion. Supernovae wiederum können sich in Neutronensterne verwandeln oder, wenn ihre Masse groß genug ist, bis zu einer kritischen Grenze weiter kollabieren und Schwarze Löcher bilden.

Maße

Die Klassifizierung von Sternen nach Größe kann auf zwei Arten erfolgen. Die physikalische Größe eines Sterns kann durch seinen Radius bestimmt werden. Die Maßeinheit ist in diesem Fall der Sonnenradius. Es gibt Zwerge, mittelgroße Sterne, Riesen und Überriesen. Die Sonne selbst ist übrigens nur ein Zwerg. Der Radius von Neutronensternen kann nur wenige Kilometer betragen. Und der Überriese wird vollständig in die Umlaufbahn des Planeten Mars passen. Die Größe eines Sterns kann sich auch auf seine Masse beziehen. Er hängt eng mit dem Durchmesser des Sterns zusammen. Je größer der Stern, desto geringer ist seine Dichte und umgekehrt: Je kleiner der Stern, desto höher ist die Dichte. Dieses Kriterium variiert nicht so stark. Es gibt nur sehr wenige Sterne, die zehnmal größer oder kleiner als die Sonne sind. Die meisten Leuchten liegen im Bereich von 60 bis 0,03 Sonnenmassen. Die als Ausgangsindikator herangezogene Dichte der Sonne beträgt 1,43 g/cm 3 . Die Dichte von Weißen Zwergen erreicht 10 12 g/cm 3 und die Dichte von verdünnten Überriesen kann millionenfach geringer sein als die der Sonne.

In der Standardklassifikation von Sternen sieht das Massenverteilungsschema wie folgt aus. Zu den Kleinleuchten zählen Leuchten mit einer Masse von 0,08 bis 0,5 Sonnen. Mäßig – von 0,5 bis 8 Sonnenmassen und massiv – von 8 oder mehr.

Klassifizierung von Sternen . Von Blau bis Weiß

Die Klassifizierung von Sternen nach Farbe basiert eigentlich nicht auf dem sichtbaren Leuchten des Körpers, sondern auf spektrale Eigenschaften. Das Emissionsspektrum eines Objekts wird bestimmt chemische Zusammensetzung Sterne, seine Temperatur hängt davon ab.

Am gebräuchlichsten ist die Harvard-Klassifikation, die zu Beginn des 20. Jahrhunderts erstellt wurde. Nach den damals anerkannten Standards umfasst die Klassifizierung von Sternen nach Farbe eine Einteilung in sieben Typen.

Daher werden Sterne mit der höchsten Temperatur von 30.000 bis 60.000 K als Leuchten der Klasse O klassifiziert. Sie blaue Farbe, die Masse solcher Himmelskörper erreicht 60 Sonnenmassen (s.m.) und der Radius - 15 Sonnenradien (s.r.). Die Linien von Wasserstoff und Helium in ihrem Spektrum sind recht schwach. Die Leuchtkraft solcher Himmelsobjekte kann 1 Million 400.000 Sonnenleuchtkräfte (s.s.) erreichen.

Zu den Sternen der Klasse B gehören Leuchten mit Temperaturen von 10 bis 30.000 K. Dies sind Himmelskörper von weiß-blauer Farbe, ihre Masse beginnt bei 18 s. m. und der Radius beträgt 7 s. m. Die niedrigste Leuchtkraft von Objekten dieser Klasse beträgt 20.000 s. s., und die Wasserstofflinien im Spektrum verstärken sich und erreichen Durchschnittswerte.

Sterne der Klasse A haben Temperaturen zwischen 7,5 und 10.000 K Weiß. Die Mindestmasse solcher Himmelskörper beginnt bei 3,1 s. m. und der Radius beträgt 2,1 s. R. Die Leuchtkraft von Objekten liegt zwischen 80 und 20.000 s. Mit. Die Wasserstofflinien im Spektrum dieser Sterne sind stark und es treten Metalllinien auf.

Objekte der Klasse F haben tatsächlich eine gelb-weiße Farbe, erscheinen aber weiß. Ihre Temperatur liegt zwischen 6 und 7,5 Tausend K, ihre Masse variiert zwischen 1,7 und 3,1 cm und ihr Radius zwischen 1,3 und 2,1 s. R. Die Leuchtkraft solcher Sterne variiert zwischen 6 und 80 s. Mit. Die Wasserstofflinien im Spektrum werden schwächer, die Metalllinien hingegen verstärken sich.

Somit fallen alle Arten von weißen Sternen in die Klassen A bis F. Als nächstes folgen je nach Klassifizierung gelbe und orangefarbene Leuchten.

Gelbe, orange und rote Sterne

Die Farbe der Sterntypen reicht von Blau bis Rot, wenn die Temperatur sinkt und die Größe und Leuchtkraft des Objekts abnimmt.

Sterne der Klasse G, zu denen auch die Sonne gehört, erreichen Temperaturen von 5.000 bis 6.000 K gelbe Farbe. Die Masse solcher Objekte beträgt 1,1 bis 1,7 s. m., Radius - von 1,1 bis 1,3 s. R. Leuchtkraft - von 1,2 bis 6 s. Mit. Die Spektrallinien von Helium und Metallen sind intensiver, die von Wasserstoff werden schwächer.

Leuchten der Klasse K haben eine Temperatur von 3,5 bis 5.000 K. Sie sehen gelb-orange aus, aber die wahre Farbe dieser Sterne ist Orange. Der Radius dieser Objekte liegt im Bereich von 0,9 bis 1,1 s. r., Gewicht - von 0,8 bis 1,1 s. m. Die Helligkeit reicht von 0,4 bis 1,2 s. Mit. Die Wasserstofflinien sind nahezu unsichtbar, die Metalllinien sind sehr stark.

Die kältesten und kleinsten Sterne gehören zur Klasse M. Ihre Temperatur beträgt nur 2,5 - 3,5 Tausend K und sie erscheinen rot, obwohl diese Objekte in Wirklichkeit orangerot sind. Die Masse von Sternen liegt im Bereich von 0,3 bis 0,8 s. m., Radius - von 0,4 bis 0,9 s. R. Die Leuchtkraft beträgt nur 0,04 - 0,4 s. Mit. Das sind sterbende Sterne. Erst kürzlich entdeckte Braune Zwerge sind kühler als sie. Für sie wurde eine eigene M-T-Klasse zugewiesen.

Die von uns beobachteten Sterne variieren sowohl in der Farbe als auch in der Helligkeit. Die Helligkeit eines Sterns hängt sowohl von seiner Masse als auch von seiner Entfernung ab. Und die Farbe des Glühens hängt von der Temperatur an seiner Oberfläche ab. Die coolsten Sterne sind rot. Und die heißesten haben einen bläulichen Farbton. Weiß und blaue Sterne- am heißesten, ihre Temperatur ist höher als die Temperatur der Sonne. Unser Stern, die Sonne, gehört zur Klasse der gelben Sterne.

Wie viele Sterne gibt es am Himmel?
Es ist nahezu unmöglich, die Anzahl der Sterne in dem uns bekannten Teil des Universums auch nur annähernd zu berechnen. Wissenschaftler können nur sagen, dass es in unserer Galaxie, die Milchstraße genannt wird, möglicherweise etwa 150 Milliarden Sterne gibt. Aber es gibt noch andere Galaxien! Aber die Menschen wissen viel genauer, wie viele Sterne von der Erdoberfläche aus mit bloßem Auge sichtbar sind. Es gibt etwa 4,5 Tausend solcher Sterne.

Wie werden Sterne geboren?
Wenn die Sterne aufleuchten, bedeutet das, dass jemand sie braucht? Im Endlosen Weltraum Es gibt immer Moleküle der einfachsten Substanz im Universum – Wasserstoff. Irgendwo gibt es weniger Wasserstoff, irgendwo mehr. Unter dem Einfluss gegenseitiger Anziehungskräfte werden Wasserstoffmoleküle voneinander angezogen. Diese Anziehungsprozesse können sehr lange andauern – Millionen und sogar Milliarden Jahre. Doch früher oder später werden die Wasserstoffmoleküle so nah aneinander gezogen, dass sich eine Gaswolke bildet. Mit zunehmender Anziehung beginnt die Temperatur im Zentrum einer solchen Wolke zu steigen. Weitere Millionen Jahre werden vergehen, und die Temperatur in der Gaswolke könnte so stark ansteigen, dass eine thermonukleare Fusionsreaktion beginnt – Wasserstoff beginnt sich in Helium zu verwandeln und ein neuer Stern wird am Himmel erscheinen. Jeder Stern ist ein heißer Gasball.

Die Lebensdauer von Sternen variiert erheblich. Wissenschaftler haben herausgefunden, dass die Lebensdauer eines neugeborenen Sterns umso kürzer ist, je größer die Masse ist. Die Lebensdauer eines Sterns kann zwischen Hunderten Millionen und Milliarden Jahren liegen.

Lichtjahr
Ein Lichtjahr ist die Strecke, die ein Lichtstrahl mit einer Geschwindigkeit von 300.000 Kilometern pro Sekunde in einem Jahr zurücklegt. Und ein Jahr hat 31.536.000 Sekunden! Vom uns am nächsten gelegenen Stern namens Proxima Centauri wandert ein Lichtstrahl also mehr als vier Jahre (4,22 Lichtjahre)! Dieser Stern ist 270.000 Mal weiter von uns entfernt als die Sonne. Und der Rest der Sterne ist viel weiter entfernt – Dutzende, Hunderte, Tausende und sogar Millionen Lichtjahre von uns. Deshalb erscheinen uns Sterne so klein. Und selbst im stärksten Teleskop sind sie im Gegensatz zu Planeten immer als Punkte sichtbar.

Was ist eine „Konstellation“?
Seit der Antike haben die Menschen die Sterne betrachtet und in den bizarren Figuren, die Gruppen heller Sterne bilden, Bilder von Tieren und mythischen Helden gesehen. Solche Figuren am Himmel wurden Sternbilder genannt. Und obwohl am Himmel die von Menschen in dieser oder jener Konstellation eingeschlossenen Sterne optisch nahe beieinander liegen, können diese Sterne im Weltraum in beträchtlicher Entfernung voneinander liegen. Die bekanntesten Sternbilder sind Ursa Major und Ursa Minor. Tatsache ist, dass das Sternbild Ursa Minor den Polarstern umfasst, auf den hingewiesen wird Nordpol unser Planet Erde. Und wenn jeder Reisende und Navigator weiß, wie man den Nordstern am Himmel findet, kann er bestimmen, wo Norden ist, und durch die Gegend navigieren.


Supernovae
Manche Sterne beginnen am Ende ihres Lebens plötzlich tausende und millionenfach heller als gewöhnlich zu leuchten und schleudern riesige Materiemassen in den umgebenden Weltraum. Es wird allgemein gesagt, dass es zu einer Supernova-Explosion kommt. Das Leuchten der Supernova verblasst allmählich und schließlich bleibt an der Stelle eines solchen Sterns nur noch eine leuchtende Wolke. Eine ähnliche Supernova-Explosion wurde von antiken Astronomen im Nahen und Mittleren Osten beobachtet Fernost 4. Juli 1054. Der Zerfall dieser Supernova dauerte 21 Monate. An der Stelle dieses Sterns befindet sich nun der Krebsnebel, der vielen Astronomieliebhabern bekannt ist.

Um diesen Abschnitt zusammenzufassen, stellen wir Folgendes fest

V. Arten von Sternen

Grundlegende spektrale Klassifizierung von Sternen:

Braune Zwerge

Braune Zwerge sind eine Art Stern, in dem Kernreaktionen Energieverluste durch Strahlung könnten niemals ausgeglichen werden. Braune Zwerge waren lange Zeit hypothetische Objekte. Ihre Existenz wurde Mitte des 20. Jahrhunderts auf der Grundlage von Vorstellungen über die Prozesse bei der Sternentstehung vorhergesagt. Im Jahr 2004 wurde jedoch erstmals ein Brauner Zwerg entdeckt. Bisher wurden zahlreiche Sterne dieser Art entdeckt. Ihre Spektralklasse ist M – T. Theoretisch wird eine weitere Klasse unterschieden – die Bezeichnung Y.

Weiße Zwerge

Kurz nach dem Heliumblitz „entzünden“ sich Kohlenstoff und Sauerstoff; Jedes dieser Ereignisse führt zu einer starken Umstrukturierung des Sterns und seiner schnellen Bewegung entlang des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Die Atmosphäre des Sterns nimmt noch mehr zu und er beginnt intensiv Gas in Form von zerstreuten Sternwindströmen zu verlieren. Das Schicksal des zentralen Teils eines Sterns hängt vollständig von seiner Anfangsmasse ab: Der Kern eines Sterns kann seine Entwicklung beenden weißer Zwerg(Sterne mit geringer Masse), wenn ihre Masse in späteren Entwicklungsstadien die Chandrasekhar-Grenze überschreitet - wie Neutronenstern(Pulsar), wenn die Masse die Oppenheimer-Volkov-Grenze überschreitet – wie schwarzes Loch. In den letzten beiden Fällen wird der Abschluss der Sternentstehung von katastrophalen Ereignissen begleitet – Supernova-Explosionen.
Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, beenden ihre Entwicklung durch Kontraktion, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden Energiequellen entzogen, und wenn er allmählich abkühlt, wird er dunkel und unsichtbar.

Rote Riesen

Rote Riesen und Überriesen sind Sterne mit relativ niedriger effektiver Temperatur (3000 - 5000 K), aber enormer Leuchtkraft. Typische absolute Größe solcher Objekte? 3m-0m(I und III. Klasse Helligkeit). Ihr Spektrum ist durch das Vorhandensein molekularer Absorptionsbanden gekennzeichnet und das Emissionsmaximum liegt im Infrarotbereich.

Veränderliche Sterne

Ein veränderlicher Stern ist ein Stern, dessen Helligkeit sich in seiner gesamten Beobachtungsgeschichte mindestens einmal geändert hat. Es gibt viele Gründe für Variabilität und sie können nicht nur damit in Verbindung gebracht werden interne Prozesse: Wenn der Stern doppelt ist und die Sichtlinie in einem leichten Winkel zum Sichtfeld liegt oder sich darin befindet, wird ein Stern, der durch die Sternscheibe geht, ihn verdunkeln, und die Helligkeit kann sich auch ändern, wenn das Licht ausfällt Der Stern durchläuft ein starkes Gravitationsfeld. In den meisten Fällen ist Variabilität jedoch mit instabilen internen Prozessen verbunden. IN letzte Version Der allgemeine Katalog der veränderlichen Sterne nimmt die folgende Einteilung an:
Eruptive veränderliche Sterne- das sind Sterne, die aufgrund heftiger Prozesse und Flares in ihren Chromosphären und Koronen ihre Helligkeit verändern. Die Änderung der Leuchtkraft erfolgt normalerweise aufgrund von Änderungen in der Hülle oder Massenverlust in Form von Sternwind unterschiedlicher Intensität und/oder Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium.
Pulsierende variable Sterne sind Sterne, deren Oberflächenschichten sich periodisch ausdehnen und zusammenziehen. Pulsationen können radial oder nichtradial sein. Radiale Pulsationen eines Sterns hinterlassen eine sphärische Form, während nichtradiale Pulsationen dazu führen, dass die Form des Sterns von der Kugelform abweicht, und benachbarte Zonen des Sterns können in entgegengesetzten Phasen sein.
Rotierende variable Sterne- Hierbei handelt es sich um Sterne, deren Helligkeitsverteilung über die Oberfläche ungleichmäßig ist und/oder die eine nicht ellipsoide Form haben, wodurch der Beobachter bei der Rotation der Sterne deren Variabilität aufzeichnet. Eine Inhomogenität der Oberflächenhelligkeit kann durch Flecken oder durch thermische oder chemische Inhomogenitäten verursacht werden Magnetfelder, deren Achsen nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammenfallen.
Katastrophale (explosive und novaähnliche) veränderliche Sterne. Die Variabilität dieser Sterne wird durch Explosionen verursacht, die durch explosive Prozesse in ihren Oberflächenschichten (Novae) oder tief in ihrer Tiefe (Supernovae) verursacht werden.
Verdunkelnde Binärsysteme.
Optisch variable Binärsysteme mit harter Röntgenemission
Neue Variablentypen- Arten von Variabilität, die während der Veröffentlichung des Katalogs entdeckt wurden und daher nicht in bereits veröffentlichten Klassen enthalten sind.

Neu

Eine Nova ist eine Art katastrophale Variable. Ihre Helligkeit ändert sich nicht so stark wie die von Supernovae (obwohl die Amplitude 9 m betragen kann): Wenige Tage vor dem Maximum ist der Stern nur 2 m schwächer. Die Anzahl solcher Tage bestimmt, zu welcher Novaklasse der Stern gehört:
Sehr schnell, wenn diese Zeit (bezeichnet als t2) weniger als 10 Tage beträgt.
Schnell - 11 Sehr langsam: 151 Extrem langsam, über Jahre hinweg nahe am Maximum bleibend.

Es besteht eine Abhängigkeit der maximalen Helligkeit der Nova von t2. Manchmal wird diese Abhängigkeit genutzt, um die Entfernung zu einem Stern zu bestimmen. Das Flare-Maximum verhält sich in verschiedenen Bereichen unterschiedlich: Während im sichtbaren Bereich die Strahlung bereits abnimmt, nimmt sie im Ultraviolettbereich noch zu. Wenn auch im Infrarotbereich ein Blitz beobachtet wird, wird das Maximum erst erreicht, wenn die Blendung im Ultravioletten nachlässt. Somit bleibt die bolometrische Leuchtkraft während eines Flares über einen längeren Zeitraum unverändert.

In unserer Galaxie lassen sich zwei Gruppen von Novae unterscheiden: neue Scheiben (im Durchschnitt sind sie heller und schneller) und neue Ausbuchtungen, die etwas langsamer und dementsprechend etwas schwächer sind.

Supernovae

Supernovae sind Sterne, die ihre Entwicklung in einem katastrophalen Explosionsprozess beenden. Der Begriff „Supernovae“ wurde verwendet, um Sterne zu beschreiben, die viel (um Größenordnungen) stärker aufflammten als die sogenannten „Novae“. Tatsächlich sind weder das eine noch das andere physikalisch neu; bestehende Sterne flammen immer auf. Aber in mehreren historischen Fällen flammten jene Sterne auf, die zuvor am Himmel praktisch oder völlig unsichtbar waren, was den Effekt des Erscheinens eines neuen Sterns erzeugte. Die Art der Supernova wird durch das Vorhandensein von Wasserstofflinien im Flare-Spektrum bestimmt. Wenn es dort ist, dann ist es eine Supernova vom Typ II, wenn nicht, dann ist es eine Supernova vom Typ I.

Hypernovae

Hypernova – der Zusammenbruch eines außergewöhnlich schweren Sterns, nachdem in ihm keine Quellen mehr zur Unterstützung thermonuklearer Reaktionen vorhanden sind; mit anderen Worten, es ist eine sehr große Supernova. Seit Anfang der 1990er Jahre wurden so starke Sternexplosionen beobachtet, dass die Kraft der Explosion die Kraft einer gewöhnlichen Supernova um etwa das Hundertfache übertraf und die Energie der Explosion 1046 Joule überstieg. Darüber hinaus wurden viele dieser Explosionen von sehr starken Gammastrahlenausbrüchen begleitet. Bei der intensiven Erforschung des Himmels wurden mehrere Argumente für die Existenz von Hypernovae gefunden, doch im Moment handelt es sich bei Hypernovae um hypothetische Objekte. Heute werden mit dem Begriff Explosionen von Sternen mit Massen von 100 bis 150 oder mehr Sonnenmassen bezeichnet. Hypernovae könnten aufgrund eines starken radioaktiven Ausbruchs theoretisch eine ernsthafte Bedrohung für die Erde darstellen, doch derzeit gibt es keine Sterne in der Nähe der Erde, die eine solche Gefahr darstellen könnten. Einigen Daten zufolge kam es vor 440 Millionen Jahren in der Nähe der Erde zu einer Hypernova-Explosion. Es ist wahrscheinlich, dass durch diese Explosion das kurzlebige Nickelisotop 56Ni auf die Erde fiel.

Neutronensterne

In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die Kompression des Kerns nicht aufhalten und setzt sich fort, bis sich die meisten Teilchen in Neutronen verwandeln, die so dicht gepackt sind, dass die Größe des Sterns und seine Dichte in Kilometern gemessen werden beträgt 280 Billionen. mal die Dichte von Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt; sein Gleichgewicht wird durch den Druck der entarteten Neutronenmaterie aufrechterhalten.

Jeder kennt die drei Aggregatzustände der Materie – fest, flüssig und gasförmig.. Was passiert mit einem Stoff, wenn er in einem geschlossenen Volumen sukzessive auf hohe Temperaturen erhitzt wird? - Konsekutiver Übergang von einem Aggregatzustand in einen anderen: Festes Flüssiggas(aufgrund einer Erhöhung der Bewegungsgeschwindigkeit von Molekülen mit steigender Temperatur). Bei weiterer Erwärmung des Gases auf Temperaturen über 1.200 °C beginnt der Zerfall der Gasmoleküle in Atome und bei Temperaturen über 10.000 °C der teilweise oder vollständige Zerfall der Gasatome in ihre Elementarteilchen – Elektronen und Atomkerne. Plasma ist der vierte Aggregatzustand, in dem die Moleküle oder Atome eines Stoffes unter dem Einfluss hoher 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.

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

Veränderlicher Stern ist ein Stern, dessen Helligkeit (sichtbare Helligkeit am Himmel) sich im Laufe der Zeit ändert. Die Ursachen für die Variabilität können physikalische Prozesse im Inneren des Sterns sein. Solche Sterne werden genannt physikalische Variablen(zum Beispiel δ Cephei. Man begann, ähnliche variable Sterne zu nennen Cepheiden).


Treffen und Verdunkelungsvariablen Sterne, deren Variabilität durch gegenseitige Verfinsterungen ihrer Komponenten verursacht wird(zum Beispiel β Persei - Algol. Seine Variabilität wurde erstmals 1669 vom italienischen Ökonomen und Astronomen Geminiano Montanari entdeckt).


Verfinsternde Veränderliche Sterne gibt es immer doppelt, diese. bestehen aus zwei nahe beieinander liegenden Sternen. Veränderliche Sterne werden auf Sternenkarten durch einen Kreis gekennzeichnet:

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


Sterne sind die Hauptbewohner unserer Galaxie (unsere Galaxie wird mit Großbuchstaben geschrieben). Es gibt etwa 200 Milliarden Sterne darin. Selbst mit Hilfe der größten Teleskope kann nur ein halbes Prozent der Gesamtzahl der Sterne in der Galaxie gesehen werden. Mehr als 95 % aller in der Natur beobachteten Materie sind in Sternen konzentriert. Die restlichen 5 % bestehen aus interstellarem Gas, Staub und allen nicht selbstleuchtenden Körpern.

Außer der Sonne sind alle Sterne so weit von uns entfernt, dass sie selbst in den größten Teleskopen in Form von leuchtenden Punkten unterschiedlicher Farbe und Helligkeit beobachtet werden. Das sonnennächste System ist das α-Centauri-System, das aus drei Sternen besteht. Einer von ihnen, ein Roter Zwerg namens Proxima, ist der nächstgelegene Stern. Es ist 4,2 Lichtjahre entfernt. Für Sirius - 8,6 sv. Jahre, nach Altair - 17 St. Jahre. Nach Vega – 26 St. Jahre. Zum Polarstern - 830 sv. Jahre. An Deneb - 1.500 SV. Jahre. Zum ersten Mal konnte V.Ya. im Jahr 1837 die Entfernung zu einem anderen Stern (es war Wega) bestimmen. Struve.

Der erste Stern, von dem es möglich war, ein Bild der Scheibe (und sogar einiger Flecken darauf) zu erhalten, ist Beteigeuze (α Orionis). Dies liegt jedoch daran, dass Beteigeuze einen 500-800-mal größeren Durchmesser als die Sonne hat (der Stern pulsiert). Es wurde auch ein Bild von Altairs Scheibe (α Aquila) aufgenommen, aber das liegt daran, dass Altair einer der nächsten Sterne ist.

Die Farbe der Sterne hängt von der Temperatur ihrer äußeren Schichten ab. Temperaturbereich - von 2.000 bis 60.000 °C. Die kühlsten Sterne sind rot und die heißesten sind blau. Anhand der Farbe eines Sterns können Sie erkennen, wie heiß seine äußeren Schichten sind.


Beispiele für rote Sterne: Antares (α Scorpii) und Beteigeuze (α Orionis).

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

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

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

Beispiele für weiße Sterne: Sirius (α Canis Majoris), 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 ausgeht, kann das menschliche Auge nur die hellsten Farbtöne unterscheiden. Mit einem Fernglas und noch mehr mit einem Teleskop (sie fangen mehr Licht ein als das Auge) fällt die Farbe der Sterne deutlicher auf.

Die Temperatur steigt mit der Tiefe. Selbst die kältesten Sterne haben in ihrem Zentrum Temperaturen von mehreren Millionen Grad. Die Sonne hat in ihrem Zentrum etwa 15.000.000 °C (es wird auch die Kelvin-Skala verwendet – eine Skala für absolute Temperaturen, aber wenn es um sehr hohe Temperaturen geht, kann der Unterschied von 273 °C zwischen der Kelvin- und der Celsius-Skala vernachlässigt werden).

Was heizt das Sterneninnere so stark auf? Es stellt sich heraus, dass da etwas passiert thermonukleare Prozesse, wodurch eine enorme Energiemenge freigesetzt wird. Aus dem Griechischen übersetzt bedeutet „Thermos“ warm. Das wichtigste chemische Element, aus dem Sterne bestehen, ist Wasserstoff. Dies 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 und die Zahl der Heliumkerne nimmt zu. 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.„Die Sterne sind die Vergangenheit des Menschen, und der Mensch ist die Zukunft des Sterns“, wie man manchmal im übertragenen Sinne sagt.

Der Vorgang, bei dem ein Stern Energie in Form elektromagnetischer Wellen und Teilchen aussendet, wird als bezeichnet Strahlung. Sterne emittieren Energie nicht nur in Form von Licht und Wärme, sondern auch in anderen Arten von Strahlung – Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, Ultraviolettstrahlung und Radiostrahlung. Darüber hinaus emittieren Sterne Ströme neutraler und geladener Teilchen. Diese Ströme bilden den Sternwind. Sternenwind ist der Prozess des Abflusses von Materie von Sternen in den Weltraum. Dadurch nimmt die Masse der Sterne stetig und allmählich ab. Es ist der Sternwind der Sonne (Sonnenwind), der zum Auftreten von Polarlichtern auf der Erde und anderen Planeten führt. Es ist der Sonnenwind, der die Schweife von Kometen in die entgegengesetzte Richtung zur Sonne ablenkt.

Sterne erscheinen natürlich nicht aus dem Nichts (der Raum zwischen Sternen ist kein absolutes Vakuum). Die Materialien sind 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 nennt man diffus Gasstaubnebel. Die Temperatur in ihnen ist sehr niedrig – etwa -250 °C. Aber nicht jeder Gasstaubnebel bringt Sterne hervor. Manche Nebel können lange Zeit ohne Sterne existieren. Welche Bedingungen sind notwendig, damit der Prozess der Sterngeburt beginnen kann? Der erste ist die Masse der Wolke. Wenn nicht genügend Materie vorhanden ist, wird der Stern natürlich nicht erscheinen. Zweitens Kompaktheit. Wenn die Wolke zu ausgedehnt und locker ist, können die Prozesse ihrer Komprimierung nicht beginnen. Nun, und drittens braucht es einen Samen – d.h. ein Klumpen aus Staub und Gas, der später zum Embryo eines Sterns wird – eines Protosterns. Protostern- Dies ist ein Stern im Endstadium seiner Entstehung. Wenn diese Bedingungen erfüllt sind, beginnt die gravitative Kompression und Erwärmung der Wolke. Dieser Vorgang endet Sternentstehung- das Erscheinen 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 aufgeleuchtet, einige liegen in Form von Embryonen – Protosternen – vor, und der Nebel ist noch erhalten. Ein Beispiel ist der Große Orionnebel.

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

Gewicht. Die Masse kann nur durch die Gravitationswirkung des Sterns auf umgebende Körper direkt geschätzt werden. Die Masse der Sonne beispielsweise wurde aus den bekannten Umlaufzeiten der sie umgebenden Planeten bestimmt. Planeten werden in anderen Sternen nicht direkt beobachtet. Eine zuverlässige Messung der Masse ist nur für Doppelsterne möglich (unter Verwendung des von Newton III verallgemeinerten Keplerschen Gesetzes, nund dann beträgt der Fehler 20-60 %). Etwa die Hälfte aller Sterne in unserer Galaxie sind Doppelsterne. Die Sternmassen reichen von ≈0,08 bis ≈100 Sonnenmassen.Es gibt keine Sterne mit einer Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen; sie werden einfach nicht zu Sternen, sondern bleiben dunkle Körper.Sterne mit einer Masse von mehr als 100 Sonnenmassen sind äußerst selten. Die meisten Sterne haben Massen von weniger als 5 Sonnenmassen. Das Schicksal eines Sterns hängt von seiner Masse ab, d.h. das Szenario, nach dem sich der Stern entwickelt und entwickelt. Kleine, kalte Rote Zwerge gehen sehr sparsam mit Wasserstoff um und leben daher Hunderte von Milliarden Jahren. Die Lebensdauer der Sonne, eines Gelben Zwergs, beträgt etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat bereits etwa die Hälfte ihres Lebens hinter sich). Massive Überriesen verbrauchen schnell Wasserstoff und verschwinden innerhalb weniger Millionen Jahre nach ihrer Geburt. Je massereicher der Stern ist, desto kürzer ist 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 Sonnenmassen sind Braune Zwerge; Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression und Abkühlung mit dem Aufhören aller thermonuklearen Reaktionen und der Umwandlung in dunkle, planetenähnliche Körper.
  • Sterne mit Masse 0,08-0,5 Die Massen der Sonne (das sind immer Rote Zwerge) beginnen sich nach dem Verbrauch von Wasserstoff langsam zu komprimieren, erwärmen sich und werden zu einem Weißen Zwerg.
  • Sterne mit Masse 0,5-8 Sonnenmassen verwandeln sich am Ende ihres Lebens zunächst in Rote Riesen und dann in Weiße Zwerge. Die äußeren Schichten des Sterns sind in 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 zunächst in Rote Überriesen und dann in Rote Zwerge verwandeln.
  • Sterne mit einer Masse größer als 10 Wenn sie am Ende ihres Lebens Massen der Sonne bilden, werden sie zunächst zu Roten Überriesen, explodieren dann als Supernovae (eine Supernova ist kein neuer Stern, sondern ein alter Stern) und verwandeln sich dann in Neutronensterne oder werden zu Schwarzen Löchern.

Schwarze Löcher- Dabei handelt es sich nicht um Löcher im Weltraum, sondern um Objekte (Überreste massereicher Sterne) mit sehr hoher Masse und Dichte. Schwarze Löcher haben weder übernatürliche noch magische Kräfte und sind keine „Monster des Universums“. Sie haben einfach ein so starkes Gravitationsfeld, dass keine Strahlung (weder sichtbar – Licht noch unsichtbar) sie verlassen kann. Deshalb sind Schwarze Löcher unsichtbar. Sie können jedoch anhand ihrer Wirkung auf umgebende Sterne und Nebel erkannt werden. Schwarze Löcher sind ein völlig häufiges Phänomen im Universum und es besteht kein Grund, sich vor ihnen zu fürchten. Im Zentrum unserer Galaxie befindet sich möglicherweise ein supermassereiches Schwarzes Loch.

Radius (oder Durchmesser). Die Größe von Sternen variiert stark – von mehreren Kilometern (Neutronensterne) bis zum 2.000-fachen Sonnendurchmesser (Überriesen). Generell gilt: Je kleiner der Stern, desto höher ist 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 Überriesen haben eine Dichte, die geringer ist als die Dichte der Luft an der Erdoberfläche.

Die Durchmesser einiger Sterne im Vergleich zur Sonne:

Sirius und Altair sind 1,7-mal größer,

Wega ist 2,5-mal größer,

Regulus ist 3,5-mal größer,

Arcturus ist 26-mal größer

Polar ist 30-mal größer,

Die Querlatte ist 70-mal größer,

Deneb ist 200-mal größer,

Antares ist 800-mal größer,

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


Die Leuchtkraft ist die Gesamtenergie, die ein Objekt (in diesem Fall Sterne) pro Zeiteinheit abgibt. Die Leuchtkraft von Sternen wird üblicherweise mit der Leuchtkraft der Sonne verglichen (die Leuchtkraft von Sternen wird durch die Leuchtkraft der Sonne ausgedrückt). Sirius strahlt beispielsweise 22-mal mehr Energie ab als die Sonne (die Leuchtkraft von Sirius entspricht 22 Sonnen). Die Leuchtkraft von Vega beträgt 50 Sonnen und die Leuchtkraft von Deneb beträgt 54.000 Sonnen (Deneb ist einer der stärksten Sterne).

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

- Entfernung zum Stern. Wenn sich ein Stern uns nähert, nimmt seine scheinbare Helligkeit allmählich zu. Und umgekehrt: Wenn sich ein Stern von uns entfernt, nimmt seine scheinbare Helligkeit allmählich ab. Wenn Sie zwei identische Sterne nehmen, erscheint der Stern, der uns näher ist, heller.

- von der Temperatur der äußeren Schichten. Je heißer ein 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 in gleicher Entfernung von uns erscheinen in der scheinbaren Helligkeit gleich, vorausgesetzt, sie emittieren die gleiche Menge an Lichtenergie, d. h. haben die gleiche Temperatur wie die äußeren Schichten. Wenn einer der Sterne kühler ist als der andere, erscheint er weniger hell.

- auf Größe (Durchmesser). Wenn Sie zwei Sterne mit der gleichen Temperatur der äußeren Schichten (der gleichen Farbe) nehmen und sie im gleichen Abstand von uns platzieren, strahlt der größere Stern mehr Lichtenergie aus und erscheint daher heller am Himmel.

- durch die Absorption von Licht durch Wolken aus kosmischem Staub und Gas, die sich im Weg der Sichtlinie befinden. Je dicker die kosmische Staubschicht ist, desto mehr Licht absorbiert der Stern und desto dunkler erscheint der Stern. Wenn wir zwei identische Sterne nehmen und vor einem von ihnen einen Gasstaubnebel platzieren, erscheint dieser Stern weniger hell.

- von der Höhe des Sterns über dem Horizont. In der Nähe des Horizonts herrscht immer ein dichter Dunst, der einen Teil des Lichts der Sterne absorbiert. In der Nähe des Horizonts (kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang) erscheinen Sterne immer dunkler als am Himmel.

Es ist sehr wichtig, die Begriffe „erscheinen“ und „sein“ nicht zu verwechseln. Ein Stern kann Sei an sich sehr hell, 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 man also über die Helligkeit eines Sterns am Himmel der Erde spricht, verwendet man diesen Ausdruck „scheinbare Helligkeit“ oder „Brillanz“.


Wie bereits erwähnt, gibt es Doppelsterne. Es gibt aber auch dreifache (z. B. α Centauri) und vierfache (z. B. ε Lyra) sowie fünf und sechs (z. B. Castor) usw. Einzelne Sterne in einem Sternensystem werden aufgerufen Komponenten. Man nennt Sterne mit mehr als zwei Komponenten Vielfache Sterne. Alle Komponenten eines Mehrfachsterns sind durch gegenseitige Gravitationskräfte verbunden (sie bilden ein Sternensystem) und bewegen sich auf komplexen Flugbahnen.

Wenn es viele Komponenten gibt, dann ist dies 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 haben einen geringen Abstand voneinander und die Kräfte der gegenseitigen Anziehung zwischen ihnen sind viel größer als zwischen den Sternen offener Sternhaufen. Offene Cluster zerstreuen sich mit der Zeit weiter.

Offene Sternhaufen befinden sich typischerweise auf oder in der Nähe des Bandes der Milchstraße. Im Gegenteil, Kugelsternhaufen befinden sich am Sternenhimmel abseits der Milchstraße.

Einige Sternhaufen sind sogar mit bloßem Auge am Himmel zu erkennen. Zum Beispiel die offenen Sternhaufen Hyaden und Plejaden (M 45) im Stier, der offene Sternhaufen Manger (M 44) im Krebs, der Kugelsternhaufen M 13 im Herkules. Viele von ihnen sind durch ein Fernglas sichtbar.

Welche Farbe haben die Sterne? und warum?

  1. Sterne gibt es in allen Farben des Regenbogens. Weil sie unterschiedliche Temperaturen und Zusammensetzung haben.



  2. http://www.pockocmoc.ru/color.php


  3. Sterne gibt es in verschiedenen Farben. Arcturus hat einen gelb-orangen Farbton, Rigel ist weiß-blau, Antares ist leuchtend rot. Die vorherrschende Farbe im Spektrum eines Sterns hängt von seiner Oberflächentemperatur ab. Die Gashülle eines Sterns verhält sich nahezu wie ein idealer Emitter (absolut schwarzer Körper) und unterliegt vollständig den klassischen Strahlungsgesetzen von M. Planck (1858-1947), J. Stefan (1835-1893) und W. Wien ( 1864-1928), die die Temperatur des Körpers und die Art seiner Strahlung miteinander verbindet. Das Plancksche Gesetz beschreibt die Energieverteilung im Spektrum eines Körpers. Er weist darauf hin, dass mit steigender Temperatur der gesamte Strahlungsfluss zunimmt und sich das Maximum im Spektrum hin zu kürzeren Wellen verschiebt. Die Wellenlänge (in Zentimetern), bei der die maximale Strahlung auftritt, wird durch das Wiener Gesetz bestimmt: lmax = 0,29/T. Dieses Gesetz erklärt die rote Farbe von Antares (T = 3500 K) und die bläuliche Farbe von Rigel (T = 18000 K).

    HARVARD-SPEKTRALKLASSIFIZIERUNG

    Spektralklasse Effektive Temperatur, KColor
    O———————————————2600035000 ——————Blau
    B ———————————————1200025000 ———-Weiß-blau
    A ————————————————800011000 ———————Weiß
    F ————————————————-62007900 ———-Gelb-weiß
    G ————————————————50006100 ——————-Gelb
    K ————————————————-35004900 ————-Orange
    M ————————————————26003400 ——————Rot

  4. Unsere Sonne ist ein blassgelber Stern. Im Allgemeinen haben Sterne eine große Vielfalt an Farben und Schattierungen. Die Farbunterschiede der Sterne sind darauf zurückzuführen, dass sie unterschiedliche Temperaturen haben. Und deshalb passiert das. Licht ist bekanntlich Wellenstrahlung, deren Wellenlänge sehr kurz ist. Wenn wir die Länge dieses Lichts auch nur geringfügig ändern, ändert sich die Farbe des Bildes, das wir sehen, dramatisch. Beispielsweise ist die Wellenlänge von rotem Licht eineinhalb Mal länger als die Wellenlänge von blauem Licht.

    Cluster aus bunten Sternen

    Wissenschaftler haben physikalische Gesetze formuliert, die Farbe und Temperatur in Beziehung setzen. Je heißer der Körper ist, desto größer ist die Strahlungsenergie von seiner Oberfläche und desto kürzer ist die Länge der emittierten Wellen. Wenn also ein Körper blaue Wellenlängen aussendet, ist er heißer als ein Körper, der rote Wellenlängen aussendet.
    Atome heißer Gase in Sternen emittieren Photonen. Je heißer das Gas, desto höher ist die Energie der Photonen und desto kürzer ist ihre Wellenlänge. Daher emittieren die heißesten neuen Sterne im blau-weißen Bereich. Wenn Sterne ihren Kernbrennstoff verbrauchen, kühlen sie ab. Daher strahlen alte, abkühlende Sterne im roten Bereich des Spektrums. Sterne mittleren Alters, beispielsweise die Sonne, strahlen im gelben Bereich.
    Unsere Sonne ist relativ nah bei uns und deshalb können wir ihre Farbe deutlich sehen. Andere Sterne sind so weit von uns entfernt, dass wir selbst mit Hilfe leistungsstarker Teleskope nicht mit Sicherheit sagen können, welche Farbe sie haben. Um diese Frage zu klären, verwenden Wissenschaftler einen Spektrographen, ein Instrument zur Identifizierung der spektralen Zusammensetzung des Sternenlichts.

  5. Das hängt von der Temperatur ab. Die heißesten Farben sind Weiß und Blau, die kältesten sind Rot, aber selbst dann haben sie eine höhere Temperatur als jedes geschmolzene Metall.
  6. Ist die Sonne weiß?
  7. Die Farbwahrnehmung ist rein subjektiv, sie hängt von der Reaktion der Netzhaut des Betrachters ab.
  8. im Himmel? Ich weiß, dass es Blau, Gelb und Weiß gibt. hier ist unsere Sonne - ein gelber Zwerg)))
  9. Sterne gibt es in verschiedenen Farben. Blaue haben eine höhere Temperatur als rote und eine größere Strahlungsenergie von ihrer Oberfläche. Es gibt sie auch in Weiß, Gelb und Orange und fast alle bestehen aus Wasserstoff.
  10. Sterne gibt es in den unterschiedlichsten Farben, fast in allen Farben des Regenbogens (zum Beispiel: Unsere Sonne ist gelb, Rigel ist weiß-blau, Antares ist rot usw.)

    Die Farbunterschiede der Sterne sind darauf zurückzuführen, dass sie unterschiedliche Temperaturen haben. Und deshalb passiert das. Licht ist bekanntlich Wellenstrahlung, deren Wellenlänge sehr kurz ist. Wenn wir die Länge dieses Lichts auch nur geringfügig ändern, ändert sich die Farbe des Bildes, das wir sehen, dramatisch. Beispielsweise ist die Wellenlänge von rotem Licht eineinhalb Mal länger als die Wellenlänge von blauem Licht.

    Wie Sie wissen, beginnt ein erhitztes Metall bei steigender Temperatur zunächst rot, dann gelb und schließlich weiß zu glühen. Die Sterne leuchten auf ähnliche Weise. Rottöne sind am kältesten und Weißtöne (oder sogar Blautöne!) sind am heißesten. Ein neu aufgeflammter Stern hat eine Farbe, die der in seinem Kern freigesetzten Energie entspricht, und die Intensität dieser Freisetzung hängt wiederum von der Masse des Sterns ab. Folglich sind alle normalen Sterne sozusagen umso kühler, je roter sie sind. „Schwere“ Sterne sind heiß und weiß, während „leichte“, nicht massereiche Sterne rot und relativ kühl sind. Die Temperaturen der heißesten und kältesten Sterne haben wir bereits benannt (siehe oben). Wir wissen jetzt, dass die höchsten Temperaturen blauen Sternen entsprechen, die niedrigsten roten. Lassen Sie uns klarstellen, dass wir in diesem Absatz über die Temperaturen der sichtbaren Oberflächen von Sternen gesprochen haben, denn im Zentrum von Sternen (in ihren Kernen) ist die Temperatur viel höher, aber auch bei massereichen blauen Sternen am höchsten.

    Das Spektrum eines Sterns und seine Temperatur hängen eng mit dem Farbindex zusammen, also mit dem Verhältnis der Helligkeit des Sterns im gelben und blauen Bereich des Spektrums. Das Plancksche Gesetz, das die Energieverteilung im Spektrum beschreibt, gibt einen Ausdruck für den Farbindex: C.I. = 7200/T 0,64. Kühle Sterne haben einen höheren Farbindex als heiße Sterne, das heißt, kühle Sterne sind in gelben Strahlen relativ heller als in blauen. Heiße (blaue) Sterne erscheinen auf gewöhnlichen Fotoplatten heller, während kühle Sterne für das Auge und spezielle Fotoemulsionen, die empfindlich auf gelbe Strahlen reagieren, heller erscheinen.
    Wissenschaftler haben physikalische Gesetze formuliert, die Farbe und Temperatur in Beziehung setzen. Je heißer der Körper ist, desto größer ist die Strahlungsenergie von seiner Oberfläche und desto kürzer ist die Länge der emittierten Wellen. Wenn also ein Körper blaue Wellenlängen aussendet, ist er heißer als ein Körper, der rote Wellenlängen aussendet.
    Atome heißer Gase in Sternen emittieren Photonen. Je heißer das Gas, desto höher ist die Energie der Photonen und desto kürzer ist ihre Wellenlänge. Daher emittieren die heißesten neuen Sterne im blau-weißen Bereich. Wenn Sterne ihren Kernbrennstoff verbrauchen, kühlen sie ab. Daher strahlen alte, abkühlende Sterne im roten Bereich des Spektrums. Sterne mittleren Alters, beispielsweise die Sonne, strahlen im gelben Bereich.
    Unsere Sonne ist relativ nah bei uns und deshalb können wir ihre Farbe deutlich sehen. Andere Sterne sind so weit von uns entfernt, dass wir selbst mit Hilfe leistungsstarker Teleskope nicht mit Sicherheit sagen können, welche Farbe sie haben. Um diese Frage zu klären, nutzen Wissenschaftler einen Spektrographen, ein Instrument zur Identifizierung der spektralen Zusammensetzung des Sternenlichts.
    Die HARVARD-Spektralklassifikation gibt eine Abhängigkeit von der Temperatur der Farbe des Sterns an, zum Beispiel: 35004900 - Orange, 800011000 Weiß, 2600035000 Blau usw. http://www.pockocmoc.ru/color.php

    Und noch eine wichtige Tatsache: die Abhängigkeit der Farbe des Leuchtens eines Sterns von seiner Masse.
    Massereichere normale Sterne haben höhere Oberflächen- und Kerntemperaturen. Sie verbrennen ihren Kernbrennstoff schneller – Wasserstoff, aus dem im Grunde fast alle Sterne bestehen. Welcher von zwei normalen Sternen massereicher ist, lässt sich anhand seiner Farbe beurteilen: Blaue sind schwerer als weiße, weiße sind schwerer als gelbe, gelbe sind schwerer als orangefarbene, orangefarbene sind schwerer als rote.

Mehrfarbige Sterne am Himmel. Foto mit verbesserten Farben

Die Farbpalette der Sterne ist breit. Blaue, gelbe und rote Farbtöne sind sogar durch die Atmosphäre hindurch sichtbar, was normalerweise die Umrisse kosmischer Körper verzerrt. Aber woher kommt die Farbe eines Sterns?

Ursprung der Sternfarbe

Das Geheimnis der unterschiedlichen Farben der Sterne wurde zu einem wichtigen Hilfsmittel für Astronomen – die Farbe der Sterne half ihnen, die Oberflächen von Sternen zu erkennen. Es basiert auf einem bemerkenswerten Naturphänomen – der Beziehung zwischen einer Substanz und der Farbe des Lichts, das sie aussendet.

Bestimmt haben Sie selbst bereits Beobachtungen zu diesem Thema gemacht. Der Glühfaden von 30-Watt-Glühbirnen mit geringer Leistung leuchtet orange – und wenn die Netzspannung abfällt, leuchtet der Glühfaden kaum noch rot. Stärkere Glühbirnen leuchten gelb oder sogar weiß. Und die Schweißelektrode und die Quarzlampe leuchten im Betrieb blau. Allerdings sollte man sie niemals anschauen – ihre Energie ist so groß, dass sie leicht die Netzhaut schädigen kann.

Je heißer das Objekt ist, desto näher ist seine Leuchtfarbe dem Blau – und je kälter es ist, desto näher ist es dem Dunkelrot. Die Sterne sind keine Ausnahme: Für sie gilt das gleiche Prinzip. Der Einfluss eines Sterns auf seine Farbe ist sehr gering – die Temperatur kann einzelne Elemente verbergen und sie ionisieren.

Aber es ist die Strahlung des Sterns, die seine Zusammensetzung bestimmt. Die Atome jeder Substanz haben ihre eigene einzigartige Tragfähigkeit. Lichtwellen einiger Farben passieren sie ungehindert, während andere aufhören – tatsächlich bestimmen Wissenschaftler chemische Elemente aus den blockierten Lichtbereichen.

Der Mechanismus zum „Färben“ von Sternen

Was ist die physikalische Grundlage für dieses Phänomen? Die Temperatur wird durch die Bewegungsgeschwindigkeit der Moleküle einer Körpersubstanz charakterisiert – je höher sie ist, desto schneller bewegen sie sich. Dies beeinflusst die Länge, die die Substanz durchdringt. Eine heiße Umgebung verkürzt die Wellen, eine kalte hingegen verlängert sie. Und die sichtbare Farbe eines Lichtstrahls wird genau durch die Wellenlänge des Lichts bestimmt: Kurze Wellen sind für Blautöne verantwortlich, lange Wellen für Rottöne. Weiße Farbe entsteht durch die Überlagerung verschiedener Spektralstrahlen.



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