Jeder weiß, wie die Sterne am Himmel aussehen. Winzige, leuchtende Lichter. In der Antike konnten die Menschen dieses Phänomen nicht erklären. Die Sterne galten als Augen der Götter, Seelen verstorbener Vorfahren, Wächter und Beschützer, die den Frieden der Menschen in der Dunkelheit der Nacht beschützten. Dann hätte niemand gedacht, dass die Sonne auch ein Stern ist.

Was ist ein stern

Viele Jahrhunderte vergingen, bevor 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. Antike Astronomen konnten sich nicht einmal vorstellen, dass eine solche Leuchte eigentlich gar kein winziges Licht war, sondern ein unvorstellbarer Ball aus heißem Gas, in dem Reaktionen ablaufen

Kernfusion. Es ist ein seltsames Paradoxon, dass schwaches Sternenlicht der blendende Glanz einer Kernreaktion ist und die behagliche Wärme der Sonne die monströse Hitze von Millionen Kelvin.

Alle Sterne, die mit bloßem Auge am Himmel zu sehen sind, befinden sich in der Galaxie die Milchstrasse. Auch die Sonne gehört dazu und befindet sich an deren Rand. 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 bisschen über die Geschichte der Astronomie

Antike Astronomen konnten auch ungewöhnliche und interessante Dinge über die Sterne am Himmel erzählen. Schon die Sumerer hoben einzelne Sternbilder und den Tierkreiskreis hervor, sie berechneten als erste die Teilung des Vollwinkels durch 360 0. Sie erstellten auch den Mondkalender und konnten ihn mit dem Sonnenkalender synchronisieren. Die Ägypter glaubten, dass die Erde drin ist, aber sie wussten, dass Merkur und Venus um die Sonne kreisen.

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

Die ersten Observatorien entstanden im 12. Jahrhundert. BC e. Sie studierten den Mond und Sonnenfinsternisse, während sie in der Lage waren, ihre Ursache zu verstehen und sogar die prognostizierten Daten zu berechnen, beobachtet Meteoriten Schauer und Kometenbahnen.

Die alten Inkas kannten die Unterschiede zwischen Sternen und Planeten. Es gibt indirekte Beweise dafür, dass sie sich der Galiläer und der visuellen Unschärfe der Umrisse der Venusscheibe aufgrund des Vorhandenseins einer Atmosphäre auf dem Planeten bewusst waren.

Die alten Griechen konnten die Sphärizität der Erde nachweisen und stellten eine Vermutung über die Heliozentrizität des Systems auf. Sie versuchten, den Durchmesser der Sonne zu berechnen, wenn auch irrtümlich. Aber die Griechen waren die ersten, die grundsätzlich vorschlugen, dass die Sonne mehr Erde, vorher glaubten alle, die sich auf visuelle Beobachtungen stützten, anders. Der Grieche Hipparchos war der erste, der einen Katalog von Koryphäen erstellte und aussonderte verschiedene Typen Sterne. Die Klassifizierung der Sterne in diesem wissenschaftliche Arbeit nach Lichtstärke. Hipparchos hat 6 Helligkeitsklassen herausgegriffen, insgesamt waren 850 Leuchten im Katalog.

Worauf achteten antike Astronomen?

Die ursprüngliche Klassifizierung von Sternen basierte auf ihrer Helligkeit. Schließlich ist dieses Kriterium das einzige, das einem nur mit einem Teleskop bewaffneten Astronomen zur Verfügung steht. Die hellsten oder am besten sichtbaren Sterne haben sogar erhalten Eigennamen, und jede Nation hat ihre eigene. Deneb, Rigel und Algol sind also arabische Namen, Sirius ist lateinisch und Antares ist griechisch. Der Polarstern in jeder Nation hat seinen eigenen Namen. Dies ist vielleicht eines der wichtigsten im "praktischen Sinn" der Sterne. Seine Koordinaten am Nachthimmel bleiben trotz Erdrotation unverändert. Wenn sich der Rest der Sterne von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang über den Himmel bewegt, ändert der Polarstern seine Position nicht. Daher wurde sie von Seeleuten und Reisenden als zuverlässige Führerin eingesetzt. Übrigens ist dies entgegen der landläufigen Meinung nicht der hellste Stern am Himmel. Der Polarstern fällt in keiner Weise auf – weder in der Größe noch in der Intensität der Lumineszenz. Sie können es nur finden, wenn Sie wissen, wo Sie suchen müssen. Es befindet sich ganz am Ende des "Schöpflöffels" Ursa Minor.

Worauf basiert die Sterne-Klassifizierung?

Moderne Astronomen werden bei der Beantwortung der Frage, um welche Art von Sternen es sich handelt, wahrscheinlich nicht die Helligkeit des Leuchtens oder die Position am Nachthimmel erwähnen. Es sei denn, es handelt sich um einen historischen Exkurs oder um einen Vortrag, der für ein astronomisch weit entferntes Publikum gedacht ist.

Die moderne Klassifizierung von Sternen basiert auf ihrer Spektralanalyse. Dabei werden meist auch Masse, Leuchtkraft und Radius des Himmelskörpers angegeben. Alle diese Indikatoren werden in Bezug auf die Sonne angegeben, dh ihre Eigenschaften werden als Maßeinheiten verwendet.

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

Außerdem werden die Helligkeitsvariabilität und die Größe des Sterns berücksichtigt. Die Arten von Sternen werden derzeit durch ihre Spektralklasse und genauer durch ihre Unterklasse bestimmt. Die Astronomen Russell und Hertzsprung analysierten unabhängig voneinander die Beziehung zwischen Leuchtkraft, absoluter Temperaturoberfläche und Spektraltyp von Leuchten. Sie bauten ein Diagramm mit den entsprechenden Koordinatenachsen und stellten fest, dass das Ergebnis keineswegs chaotisch war. Die Leuchten auf der Grafik befanden sich in klar unterscheidbaren Gruppen. Das Diagramm erlaubt es, bei Kenntnis des Spektraltyps eines Sterns, seine absolute Helligkeit zumindest annähernd genau zu bestimmen.

Wie Sterne geboren werden

Dieses Diagramm lieferte einen klaren Beweis dafür moderne Theorie Datenentwicklung Himmelskörper. Die Grafik zeigt deutlich, dass die zahlreichste Klasse diejenigen sind, die zu den sogenannten gehören Hauptsequenz Sterne. Die zu diesem Segment gehörenden Sterntypen sind am häufigsten in dieser Moment Entwicklungspunkt im Universum. Dies ist ein Stadium in der Entwicklung des Leuchtkörpers, in dem die für die Strahlung aufgewendete Energie durch die während der Strahlung empfangene Energie kompensiert wird thermonukleare Reaktion. Die Aufenthaltsdauer in diesem Entwicklungsstadium wird durch die Masse des Himmelskörpers und den Anteil der Elemente, die schwerer als Helium sind, bestimmt.

Die derzeit akzeptierte Theorie der Sternentwicklung besagt dies zunächst

Entwicklungsstufe ist der Koryphäe eine verdünnte riesige Gaswolke. Unter dem Einfluss seiner eigenen Schwerkraft schrumpft es und verwandelt sich allmählich in eine Kugel. Je stärker die Verdichtung, desto intensiver wird die Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt. Das Gas erwärmt sich und wenn die Temperatur 15-20 Millionen K erreicht, beginnt im neugeborenen Stern eine thermonukleare Reaktion. Danach wird der Prozess der Gravitationskontraktion ausgesetzt.

Die Hauptperiode im Leben eines Stars

Im Darm der jungen Koryphäe überwiegen zunächst die Reaktionen des Wasserstoffkreislaufs. Dies ist die längste Zeit im Leben eines Sterns. Die Sterntypen, die sich in diesem Entwicklungsstadium befinden, sind in der massivsten Hauptreihe des oben beschriebenen Diagramms dargestellt. Mit der Zeit endet der Wasserstoff im Kern des Sterns und verwandelt sich in Helium. Danach ist eine thermonukleare Verbrennung nur noch an der Kernperipherie möglich. Der Stern wird heller, seine äußeren Schichten dehnen sich stark aus und die Temperatur sinkt. Der Himmelskörper verwandelt sich in einen roten Riesen. Dieser Zeitraum im Leben eines Stars

viel kürzer als die vorherige. Ihr weiteres Schicksal ist wenig bekannt. Es gibt verschiedene Annahmen, aber eine verlässliche Bestätigung dafür gibt es noch nicht. Die gängigste Theorie besagt, dass bei zu viel Helium der Sternkern, der seiner eigenen Masse nicht standhalten kann, schrumpft. Die Temperatur steigt an, bis das Helium bereits eine thermonukleare Reaktion eingeht. Monströse Temperaturen führen zu einer weiteren Expansion, und der Stern verwandelt sich in einen roten Riesen. Weiteres Schicksal Koryphäen, so Wissenschaftler, hängt von ihrer Masse ab. Theorien dazu sind jedoch nur das Ergebnis von Computersimulationen, die nicht durch Beobachtungen bestätigt werden.

kühlende Sterne

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

Massive Leuchten, die schrumpfen, können einen solchen Druck erreichen, dass Elektronen buchstäblich hineingepresst werden Atomkerne in Neutronen verwandeln. Denn zwischendurch

Da diese Teilchen keine elektrostatischen Abstoßungskräfte haben, kann der Stern auf eine Größe von mehreren Kilometern schrumpfen. Gleichzeitig wird seine Dichte die Dichte von Wasser um das 100-Millionenfache übersteigen. Ein solcher Stern wird Neutronenstern genannt und ist eigentlich 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, weiter bis zu einer kritischen Grenze kollabieren und Schwarze Löcher bilden.

Maße

Die Klassifizierung von Sternen nach Größe kann auf zwei Arten realisiert werden. Die physikalische Größe eines Sterns kann anhand seines Radius bestimmt werden. Die Maßeinheit ist in diesem Fall der Radius der Sonne. Es gibt Zwerge, mittelgroße Sterne, Riesen und Überriesen. Die Sonne selbst ist übrigens nur ein Zwerg. Der Radius von Neutronensternen kann nur wenige Kilometer erreichen. Und in den Überriesen passt die gesamte Umlaufbahn des Planeten Mars. Die Größe eines Sterns kann auch als seine Masse verstanden werden. Sie hängt eng mit dem Durchmesser des Sterns zusammen. Je größer der Stern, desto geringer seine Dichte und umgekehrt, je kleiner der Stern, desto höher die Dichte. Dieses Kriterium ist nicht so sehr brauchbar. Es gibt nur sehr wenige Sterne, die zehnmal größer oder kleiner als die Sonne wären. Die meisten Koryphäen passen in das Intervall von 60 bis 0,03 Sonnenmassen. Die als Ausgangsindikator angenommene Dichte der Sonne beträgt 1,43 g/cm 3 . Die Dichte der Weißen Zwerge erreicht 10 12 g/cm 3 , während die Dichte der dünnen Überriesen millionenfach geringer sein kann als die der Sonne.

In der Standardklassifizierung von Sternen ist das Massenverteilungsschema wie folgt. Zu den kleinen gehören Leuchten mit einer Masse von 0,08 bis 0,5 Sonnen. Zu moderat - von 0,5 bis 8 Sonnenmassen und zu massiv - von 8 oder mehr.

Sterne-Klassifizierung . Von blau nach 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 ermittelt chemische Zusammensetzung Sterne, seine Temperatur hängt davon ab.

Am gebräuchlichsten ist die Harvard-Klassifikation, die im frühen 20. Jahrhundert erstellt wurde. Nach den damals anerkannten Standards beinhaltet die Klassifizierung von Sternen nach Farbe die Unterteilung in 7 Typen.

Sterne mit der höchsten Temperatur von 30 bis 60.000 K werden also als Leuchten der Klasse O klassifiziert Sie haben eine blaue Farbe, die Masse solcher Himmelskörper erreicht 60 Sonnenmassen (cm) und der Radius beträgt 15 Sonnenradien ( S. R.). Die Linien von Wasserstoff und Helium in ihrem Spektrum sind eher schwach. Die Leuchtkraft solcher Himmelsobjekte kann 1 Million 400 Tausend Sonnenleuchtkräfte (s. s.) erreichen.

Sterne der Klasse B umfassen Leuchten mit einer Temperatur von 10 bis 30.000 K. Dies sind Himmelskörper von weiß-blauer Farbe, deren Masse ab 18 s beginnt. m. und der Radius - von 7 s. m. Die niedrigste Leuchtkraft von Objekten dieser Klasse beträgt 20.000 s. s., und die Wasserstofflinien im Spektrum werden verstärkt und erreichen Durchschnittswerte.

Sterne der Klasse A haben Temperaturen im Bereich von 7,5 bis 10.000 K, sie sind weiß. Die Mindestmasse solcher Himmelskörper beginnt bei 3,1 s. m. und der Radius - ab 2,1 s. R. Die Leuchtkraft von Objekten liegt im Bereich von 80 bis 20 Tausend s. mit. Die Wasserstofflinien im Spektrum dieser Sterne sind stark und Metalllinien erscheinen.

Objekte der Klasse F sind eigentlich gelb-weiß, sehen aber weiß aus. Ihre Temperatur reicht von 6 bis 7,5 Tausend K, die Masse variiert von 1,7 bis 3,1 cm, der Radius von 1,3 bis 2,1 s. R. Die Leuchtkraft solcher Sterne variiert zwischen 6 und 80 s. mit. Die Wasserstofflinien im Spektrum werden schwächer, die Metalllinien hingegen nehmen zu.

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

Gelbe, orange und rote Sterne

Arten von Sternen sind farblich von blau bis rot verteilt, wenn die Temperatur abnimmt und die Größe und Leuchtkraft des Objekts abnimmt.

Sterne der Klasse G, zu denen auch die Sonne gehört, erreichen Temperaturen von 5 bis 6.000 K, sie 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 intensiv, die Linien 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. Wasserstofflinien sind fast nicht wahrnehmbar, 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 scheinen rot zu sein, obwohl diese Objekte in Wirklichkeit orangerot sind. Die Masse der Sterne liegt im Bereich von 0,3 bis 0,8 s. m., Radius - von 0,4 bis 0,9 s. R. Leuchtkraft - nur 0,04 - 0,4 s. mit. Das sind sterbende Sterne. Erst kürzlich entdeckte Braune Zwerge sind kälter als sie. Ihnen wurde eine eigene Klasse M-T zugeteilt.

Sterne in verschiedenen Farben

Unsere Sonne ist ein hellgelber Stern. Im Allgemeinen ist die Farbe der Sterne eine erstaunlich vielfältige Farbpalette. Eine der Konstellationen heißt "Jewel Box". Saphire sind über den schwarzen Samt des Nachthimmels verstreut blaue Sterne. Dazwischen, in der Mitte des Sternbildes, befindet sich ein leuchtend orangefarbener Stern.

Unterschiede in der Farbe der Sterne

Die Unterschiede in der Farbe der Sterne erklären sich dadurch, dass die Sterne unterschiedliche Temperaturen haben. Deshalb passiert es. Licht ist Wellenstrahlung. Der Abstand zwischen den Kämmen einer Welle wird als Länge bezeichnet. Lichtwellen sind sehr kurz. Wie viel? Versuchen Sie, einen Zoll in 250.000 gleiche Teile zu teilen (1 Zoll entspricht 2,54 Zentimetern). Mehrere dieser Teile machen die Länge einer Lichtwelle aus.

Trotz einer so unbedeutenden Lichtwellenlänge verändert der kleinste Unterschied zwischen den Größen der Lichtwellen die Farbe des Bildes, das wir beobachten, dramatisch. Dies liegt daran, dass Lichtwellen unterschiedlicher Länge von uns als unterschiedliche Farben wahrgenommen werden. Beispielsweise ist die Wellenlänge von Rot eineinhalb Mal länger als die Wellenlänge von Blau. Weiße Farbe- Dies ist ein Strahl, der aus Photonen von Lichtwellen unterschiedlicher Länge besteht, dh aus Strahlen unterschiedlicher Farbe.

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Flammenfarbe

Aus alltäglicher Erfahrung wissen wir, dass die Farbe von Körpern von ihrer Temperatur abhängt. Setzen Sie den eisernen Schürhaken auf das Feuer. Beim Erhitzen färbt es sich zunächst rot. Dann wird sie noch roter. Wenn der Schürhaken noch mehr erhitzt werden könnte, ohne ihn zu schmelzen, dann würde er von Rot zu Orange, dann zu Gelb, dann zu Weiß und schließlich zu Blauweiß werden.

Die Sonne ist ein gelber Stern. Die Temperatur an seiner Oberfläche beträgt 5.500 Grad Celsius. Die Temperatur auf der Oberfläche des heißesten blauen Sterns übersteigt 33.000 Grad.

Physikalische Gesetze der Farbe und Temperatur

Wissenschaftler haben physikalische Gesetze formuliert, die Farbe und Temperatur in Beziehung setzen. Je heißer der Körper, desto größer die Strahlungsenergie von seiner Oberfläche und desto kürzer die Länge der emittierten Wellen. Blaue Farbe hat eine kürzere Wellenlänge als Rot. Wenn also ein Körper im blauen Wellenlängenbereich emittiert, dann ist er heißer als ein Körper, der rotes Licht emittiert. Atome der heißen Gase von Sternen senden Teilchen aus, die Photonen genannt werden. Je heißer das Gas, desto höher die Energie der Photonen und desto kürzer ihre Welle.

Die Sterne, die wir beobachten, variieren sowohl in Farbe als auch in 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 auf seiner Oberfläche ab. Die kältesten Sterne sind rot. Und die heißesten haben einen bläulichen Farbton. Weiße und blaue Sterne sind am heißesten, ihre Temperatur ist höher als die Temperatur der Sonne. Unser Stern, die Sonne, gehört zur Klasse der gelben Sterne.

Wie viele Sterne stehen am Himmel?
Es ist praktisch unmöglich, die Zahl 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, etwa 150 Milliarden Sterne geben könnte. Aber es gibt auch andere Galaxien! Aber viel genauer, die Menschen kennen die Anzahl der Sterne, die man mit bloßem Auge von der Erdoberfläche aus sehen kann. Es gibt ungefähr 4,5 Tausend solcher Sterne.

Wie werden Sterne geboren?
Wenn die Sterne leuchten, braucht es jemand? Im Grenzenlosen Weltraum es gibt immer Moleküle der einfachsten Substanz im Universum - Wasserstoff. Irgendwo ist weniger Wasserstoff, irgendwo mehr. Unter der Wirkung von Kräften gegenseitiger Anziehung werden Wasserstoffmoleküle voneinander angezogen. Diese Anziehungsprozesse können sehr lange andauern – Millionen und sogar Milliarden von Jahren. Doch früher oder später werden Wasserstoffmoleküle so nahe aneinander gezogen, dass sich eine Gaswolke bildet. Bei weiterer Anziehung beginnt die Temperatur im Zentrum einer solchen Wolke zu steigen. Weitere Millionen Jahre werden vergehen, und die Temperatur in der Gaswolke kann so stark ansteigen, dass die Reaktion der thermonuklearen Fusion beginnt - Wasserstoff wird sich in Helium verwandeln und ein neuer Stern wird am Himmel erscheinen. Jeder Stern ist ein heißer Gasball.

Die Lebensdauer von Sternen ist sehr unterschiedlich. Wissenschaftler haben herausgefunden, dass die Lebensdauer eines neugeborenen Sterns umso kürzer ist, je größer die Masse ist. Die Lebensdauer eines Sterns kann Hunderte von Millionen von Jahren bis zu Milliarden von Jahren betragen.

Lichtjahr
Ein Lichtjahr ist die Entfernung, die ein Lichtstrahl in einem Jahr mit einer Geschwindigkeit von 300.000 Kilometern pro Sekunde zurücklegt. Und ein Jahr hat 31536000 Sekunden! Von dem uns am nächsten gelegenen Stern namens Proxima Centauri fliegt also ein Lichtstrahl 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 entfernt. Deshalb erscheinen uns Sterne so klein. Und selbst im stärksten Teleskop sind sie im Gegensatz zu den Planeten immer als Punkte sichtbar.

Was ist eine „Konstellation“?
Seit der Antike haben die Menschen zu den Sternen geschaut und in den bizarren Gestalten, die Gruppen von leuchtenden Sternen bilden, Bilder von Tieren und mythischen Helden gesehen. Solche Figuren am Himmel wurden Sternbilder genannt. Und obwohl am Himmel die von Menschen in einer bestimmten Konstellation aufgenommenen Sterne visuell nebeneinander liegen, können diese Sterne im Weltraum eine beträchtliche Entfernung voneinander haben. Die bekanntesten Sternbilder sind Ursa Major und Ursa Minor. Tatsache ist, dass im Sternbild Ursa Minor der Nordstern eintritt, der durch angezeigt wird Nordpol unser Planet Erde. Und mit dem Wissen, wie man den Nordstern am Himmel findet, wird jeder Reisende und Navigator in der Lage sein, den Norden zu bestimmen und sich im Gelände zurechtzufinden.

Supernovae
Manche Sterne beginnen am Ende ihres Lebens plötzlich tausend- und millionenfach heller zu leuchten als sonst und schleudern riesige Massen an Materie in den umgebenden Raum. Es ist üblich zu sagen, dass eine Supernova-Explosion auftritt. Das Leuchten einer Supernova verblasst allmählich, und am Ende bleibt anstelle eines solchen Sterns nur eine leuchtende Wolke. Eine ähnliche Supernova-Explosion wurde von alten Astronomen in der Nähe und beobachtet Fernost 4. Juli 1054. Der Zerfall dieser Supernova dauerte 21 Monate. Jetzt befindet sich an der Stelle dieses Sterns der Krebsnebel, der vielen Astronomieliebhabern bekannt ist.

Wenn wir diesen Abschnitt zusammenfassen, stellen wir fest, dass

v. Arten von Sternen

Die wichtigste spektrale Klassifizierung von Sternen:

Braune Zwerge

Braune Zwerge sind eine Art von Sternen, in denen Kernreaktionen Energieverluste durch Strahlung niemals kompensieren könnten. Braune Zwerge waren lange Zeit hypothetische Objekte. Ihre Existenz wurde Mitte des 20. Jahrhunderts aufgrund von Vorstellungen über die Vorgänge bei der Sternentstehung vorhergesagt. Im Jahr 2004 wurde jedoch erstmals ein Brauner Zwerg entdeckt. Bis heute wurden viele Sterne dieses Typs entdeckt. Ihre Spektralklasse ist M - T. Theoretisch wird noch eine Klasse unterschieden - bezeichnet mit Y.

Weiße Zwerge

Kurz nach einem Heliumblitz „leuchten“ Kohlenstoff und Sauerstoff auf; Jedes dieser Ereignisse verursacht eine starke Umordnung des Sterns und seine schnelle Bewegung entlang des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Die Größe der Sternatmosphäre nimmt noch weiter zu und sie beginnt intensiv Gas in Form sich ausdehnender Sternwindströme zu verlieren. Das Schicksal des zentralen Teils des Sterns hängt vollständig von seiner Anfangsmasse ab: Der Kern des Sterns kann seine Entwicklung als beenden weißer Zwerg(Sterne mit geringer Masse), wenn ihre Masse in den späteren Stadien der Evolution die Chandrasekhar-Grenze überschreitet - wie Neutronenstern(Pulsar), aber wenn die Masse die Grenze von Oppenheimer - Volkov - überschreitet, wie schwarzes Loch. In den letzten beiden Fällen wird der Abschluss der Sternentwicklung von katastrophalen Ereignissen begleitet - Supernova-Explosionen.
Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, beendet ihre Entwicklung, indem sie sich zusammenzieht, bis der Druck der entarteten Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um den Faktor Hundert abnimmt und die Dichte millionenfach höher wird als die von Wasser, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Es wird seiner Energiequelle beraubt und wird nach und nach abkühlend dunkel und unsichtbar.

Rote Riesen

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

variable 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 leicht schräg zum Sichtfeld liegt oder steht, dann wird ein Stern, der durch die Scheibe des Sterns geht, ihn überstrahlen, und die Helligkeit kann sich auch ändern, wenn das Licht aus Der Stern durchläuft ein starkes Gravitationsfeld. Variabilität ist jedoch in den meisten Fällen mit instabilen internen Prozessen verbunden. BEIM letzte Version Der allgemeine Katalog der variablen Sterne hat die folgende Unterteilung:
Eruptive veränderliche Sterne- Dies sind Sterne, die ihre Helligkeit aufgrund heftiger Prozesse und Fackeln in ihren Chromosphären und Koronas ändern. Die Veränderung der Leuchtkraft ist in der Regel auf Veränderungen der Hülle oder Masseverlust in Form eines Sternwindes unterschiedlicher Intensität und/oder Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium zurückzuführen.
Pulsierende veränderliche Sterne sind Sterne, die eine periodische Ausdehnung und Kontraktion ihrer Oberflächenschichten zeigen. Pulsationen können radial oder nicht radial sein. Radiale Pulsationen eines Sterns hinterlassen eine sphärische Form, während nicht radiale Pulsationen dazu führen, dass die Form des Sterns von der Kugel abweicht, und benachbarte Zonen des Sterns können in entgegengesetzten Phasen sein.
Rotierende veränderliche Sterne- Dies sind Sterne, bei denen die Helligkeitsverteilung über die Oberfläche ungleichmäßig ist und / oder sie eine nicht ellipsoidische Form haben, wodurch der Beobachter beim Drehen der Sterne ihre Variabilität festlegt. Ungleichmäßigkeit in der Oberflächenhelligkeit kann durch das Vorhandensein von Flecken oder durch Temperatur oder chemische Inhomogenitäten verursacht werden Magnetfelder, deren Achsen nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammenfallen.
Kataklysmische (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.
Verdunkelung binärer Systeme.
Optisch variable Binärsysteme mit harter Röntgenstrahlung
Neue Variablentypen- Variabilitätsarten, 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 Klasse von Novae ein Stern gehört:
Sehr schnell, wenn diese Zeit (als t2 bezeichnet) weniger als 10 Tage beträgt.
Schnell - 11 Sehr langsam: 151 Extrem langsam, seit Jahren in der Nähe des Maximums.

Es besteht eine Abhängigkeit der maximalen Helligkeit der Nova von t2. Manchmal wird diese Beziehung verwendet, um die Entfernung zu einem Stern zu bestimmen. Das Flare-Maximum verhält sich in verschiedenen Bereichen unterschiedlich: Wenn bereits im sichtbaren Bereich eine Abnahme der Strahlung zu beobachten ist, setzt sich im Ultravioletten noch eine Zunahme fort. Wird auch im Infrarotbereich ein Blitz beobachtet, so wird das Maximum erst erreicht, nachdem die Helligkeit im Ultravioletten abzunehmen beginnt. Somit bleibt die bolometrische Leuchtkraft während eines Flares ziemlich lange unverändert.

In unserer Galaxie lassen sich zwei Gruppen von Novae unterscheiden: neue Scheiben (sie sind im Durchschnitt 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 sich auf Sterne zu beziehen, die viel (um Größenordnungen) stärker aufflammten als die sogenannten "neuen Sterne". Tatsächlich ist weder das eine noch das andere physisch neu, bereits existierende Sterne leuchten immer wieder auf. Aber in mehreren historischen Fällen flammten jene Sterne auf, die zuvor am Himmel fast oder vollständig 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 ja, dann eine Typ-II-Supernova, wenn nicht, dann eine Typ-I-Supernova

Hypernovae

Hypernova – der Kollaps eines außergewöhnlich schweren Sterns, nachdem er keine Quellen mehr hat, um thermonukleare Reaktionen zu unterstützen; mit anderen Worten, es ist eine sehr große Supernova. Seit Anfang der 1990er Jahre wurden so starke Explosionen von Sternen beobachtet, dass die Kraft der Explosion die Kraft der Explosion einer gewöhnlichen Supernova um etwa das 100-fache überstieg und die Energie der Explosion 1046 Joule überstieg. Außerdem wurden viele dieser Explosionen von sehr starken Gammablitzen begleitet. Intensive Untersuchungen des Himmels haben mehrere Argumente für die Existenz von Hypernovae ergeben, aber bisher sind Hypernovae hypothetische Objekte. Heute wird der Begriff verwendet, um die Explosionen von Sternen mit Massen von 100 bis 150 oder mehr Sonnenmassen zu beschreiben. Hypernovae könnten theoretisch aufgrund einer starken radioaktiven Flare eine ernsthafte Bedrohung für die Erde darstellen, aber derzeit gibt es keine Sterne in Erdnähe, die eine solche Gefahr darstellen könnten. Einigen Berichten zufolge gab es vor 440 Millionen Jahren eine Explosion einer Hypernova in der Nähe der Erde. Wahrscheinlich traf das kurzlebige Isotop von Nickel 56Ni als Folge dieser Explosion die Erde.

Neutronensterne

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

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

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

Helligkeit und Farbe der Sterne

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

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

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

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

Temperatur und Masse der Sterne

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

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

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

Diese Einteilung basiert auch auf dem Alter des Sterns.

Folgende Sterne werden ausgezeichnet:

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

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

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

nicht stationär.

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

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

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

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

Sternenentwicklung

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

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

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

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

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

Viele Leute denken, dass alle Sterne am Himmel weiß sind. (Außer der Sonne, die natürlich gelb.) Überraschenderweise, aber tatsächlich es ist genau das Gegenteil: unsere, und die Sterne gibt es in verschiedenen Farben - bläulich, weiß, gelblich, orange und sogar rot!

Eine andere Frage, Kann man die Farbe der Sterne mit bloßem Auge sehen?? Schwache Sterne erscheinen einfach deshalb weiß, weil sie zu schwach sind, um Zapfen in der Netzhaut unserer Augen anzuregen – spezielle Rezeptorzellen, die für das Farbsehen verantwortlich sind. Schwachlichtempfindliche Stäbchen unterscheiden keine Farben. Deshalb sind im Dunkeln alle Katzen grau und alle Sterne weiß.

leuchtende Sternfarben

Was ist mit hellen Sternen?

Schauen wir uns das Sternbild Orion an, oder besser gesagt, seine beiden hellsten Sterne, Rigel und Beteigeuze. (Orion ist das zentrale Sternbild des Winterhimmels. Es wird abends im Süden von Ende November bis März beobachtet.)

Der Stern Beteigeuze fällt unter anderem im Sternbild Orion mit seiner rötlichen Tönung auf. Foto: Bill Dickinson/APOD

Schon ein flüchtiger Blick genügt, um die rote Farbe von Beteigeuze und die bläulich-weiße Farbe von Rigel zu erkennen. Dies ist kein offensichtliches Phänomen - die Sterne haben unterschiedliche Farben. Der Farbunterschied wird nur durch die Temperatur auf den Oberflächen dieser Sterne bestimmt. Weiße Sterne sind heißer als gelbe Sterne und gelbe Sterne sind heißer als orangefarbene Sterne. Die heißesten Sterne sind bläulich weiß, während die kältesten rot sind. Auf diese Weise, Rigel ist viel heißer als Beteigeuze.

Welche Farbe hat Rigel wirklich?

Manchmal ist es jedoch nicht so offensichtlich. In einer frostigen oder windigen Nacht, wenn die Luft unruhig ist, können Sie etwas Seltsames beobachten - Rigel ändert schnell seine Helligkeit (mit anderen Worten, flackert) und schimmert in verschiedenen Farben! Manchmal sieht es aus, als wäre es blau, manchmal sieht es aus, als wäre es weiß, und dann blinkt es für einen Moment rot! Es stellt sich heraus, dass Rigel überhaupt kein bläulich-weißer Stern ist - es ist im Allgemeinen unklar, welche Farbe er hat!

Blue Rigel und Reflexionsnebel Witch's Head. Foto: Michael Heffner/flickr.com

Die Verantwortung für dieses Phänomen liegt ausschließlich bei der Erdatmosphäre. Tief über dem Horizont (und Rigel erhebt sich in unseren Breiten nie hoch) funkeln und schimmern die Sterne oft in verschiedenen Farben. Ihr Licht durchdringt eine sehr große Dicke der Atmosphäre, bevor es unsere Augen erreicht. Dabei wird es in Luftschichten unterschiedlicher Temperatur und Dichte gebrochen und abgelenkt, wodurch der Effekt von Zittern und schnellen Farbwechseln entsteht.

Das beste Beispiel für einen Stern, der in verschiedenen Farben schimmert, ist Weiß Sirius, die sich am Himmel neben Orion befindet. Sirius ist der hellste Stern am Nachthimmel, und daher sind sein Funkeln und sein schneller Farbwechsel viel auffälliger als die der Sterne in der Nachbarschaft.

Obwohl Sterne in einer Vielzahl von Farben vorkommen, sind Weiß und Rot am besten mit bloßem Auge zu sehen. Von allen hellen Sternen sieht vielleicht nur Wega deutlich bläulich aus.

Vega sieht aus wie ein Saphir in einem Teleskop. Foto: Fred Espanak

Farben von Sternen in Teleskopen und Ferngläsern

Optische Instrumente – Teleskope, Ferngläser und Ferngläser – zeigen eine viel hellere und breitere Palette von Sternenfarben. Sie werden leuchtend orangefarbene und gelbe Sterne, bläulich-weiße, gelblich-weiße, goldene und sogar grünliche Sterne sehen! Wie echt sind diese Farben?

Im Grunde sind sie alle echt! Wahrheit, in der natur gibt es keine grünen sterne(warum ist eine separate Frage), das ist eine optische Täuschung, obwohl sehr schön! Die Beobachtung von grünlichen und sogar smaragdgrünen Sternen ist nur möglich, wenn ein gelber oder gelblich-oranger Stern sehr nahe ist.

Ein Spiegelteleskop gibt Farben viel genauer wieder als ein Refraktor., da Linsenteleskope unterschiedlich stark an chromatischer Aberration leiden und Reflektorspiegel Licht aller Farben gleichermaßen reflektieren.

Es ist sehr interessant, die vielfarbigen Sterne zuerst mit bloßem Auge und dann mit einem Fernglas oder einem Teleskop zu beobachten. (Wenn Sie durch ein Teleskop schauen, verwenden Sie die niedrigste Vergrößerung.)

Die folgende Tabelle zeigt die Farben für 8 helle Sterne. Die Helligkeit der Sterne wird in Sternmagnituden angegeben. Der Buchstabe v bedeutet, dass die Helligkeit des Sterns variabel ist – physikalisch bedingt leuchtet er entweder heller oder dunkler.

Stern	Konstellation	Scheinen	Farbe	Sichtbarkeit am Abend
Sirius	Großer Hund	-1.44	Weiß, schimmert aber oft durch atmosphärische Bedingungen in unterschiedlichen Farben	November - März
Weg	Lyra	0.03	blau	Das ganze Jahr
Kapelle	Auriga	0.08	gelb	Das ganze Jahr
Riegel	Orion	0.18	Bläulich-weiß, aber atmosphärisch oft stark schimmernd und irisierend	November - April
Procyon	Kleiner Hund	0.4	Weiß	November - Mai
Aldebaran	Stier	0.87	Orange	Oktober - April
Pollux	Zwillinge	1.16	hellorange	November - Juni
Beteigeuze	Orion	0,45 V	Orange Rot	November - April

Bunte Sterne am Dezemberhimmel

Im Dezember finden Sie ein ganzes Dutzend bunter Sterne! Wir haben bereits über die rote Beteigeuze und die bläulich-weiße Rigel gesprochen. In außergewöhnlich ruhigen Nächten fällt Sirius durch seine Weiße auf. Stern Kapelle im Sternbild Auriga erscheint es mit bloßem Auge fast weiß, aber im Teleskop zeigt es einen deutlichen Gelbstich.

Unbedingt anschauen Weg, die von August bis Dezember abends hoch am Himmel im Süden und dann im Westen sichtbar ist. Nicht umsonst wird Wega der himmlische Saphir genannt – so tief ist seine blaue Farbe, wenn man sie durch ein Teleskop betrachtet!

Endlich beim Stern Pollux aus dem Sternbild Zwillinge finden Sie ein blasses orangefarbenes Leuchten.

Pollux ist der hellste Stern im Sternbild Zwillinge. Foto: Fred Espanak

Abschließend stelle ich fest, dass die Farben der Sterne, die wir visuell wahrnehmen, stark von der Empfindlichkeit unserer Augen und der subjektiven Wahrnehmung abhängen. Vielleicht werden Sie mir in allen Punkten widersprechen und sagen, dass die Farbe von Pollux tief orange und Beteigeuze gelblich rot ist. Ein Experiment durchführen! Betrachten Sie selbst die Sterne in der obigen Tabelle - mit bloßem Auge und durch ein optisches Instrument. Bewerten Sie ihre Farbe!

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