Die Farbe der Sterne sind beispielsweise weiß blau gelb rot. Wie werden Sterne nach Größe und Farbe unterschieden? Rote Sternnamen - Beispiele

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

Beispiele für blaue Sterne:

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

Weiße Sterne - weiße Sterne

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

Beispiele für weiße Sterne:

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

gelbe Sterne - gelbe Sterne

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

Beispiele für gelbe Sterne:

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

rote sterne rote sterne

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

Hauptsequenz. Auch unser Stern gehört zu diesem Typ -. Aus Sicht der Sternentwicklung ist die Hauptreihe der Ort im Hertzsprung-Russell-Diagramm, an dem der Stern den größten Teil seines Lebens verbringt.

Hertzsprung-Russell-Diagramm.

Die Hauptreihensterne sind in Klassen unterteilt, die wir im Folgenden betrachten werden:

Klasse O sind blaue Sterne, ihre Temperatur beträgt 22.000 °C. Typische Sterne sind Zeta im Sternbild Puppis, 15 Einhorn.

Klasse B sind weiß-blaue Sterne. Ihre Temperatur beträgt 14.000 °C. Ihre Temperatur beträgt 14.000 °C. Typische Sterne: Epsilon im Sternbild Orion, Rigel, Kolos.

Klasse A sind weiße Sterne. Ihre Temperatur beträgt 10.000 °C. Typische Sterne sind Sirius, Wega, Altair.

Klasse F sind weiß-gelbe Sterne. Ihre Oberflächentemperatur beträgt 6700 °C. Typische Sterne Canopus, Procyon, Alpha im Sternbild Perseus.

Klasse G sind gelbe Sterne. Temperatur 5 500 °С. Typische Sterne: Sonne (Spektrum C-2), Capella, Alpha Centauri.

Klasse K sind gelb-orange Sterne. Temperatur 3 800 °C. Typische Sterne: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Klasse M -. Das sind rote Sterne. Temperatur 1 800 °C. Typische Sterne: Beteigeuze, Antares

Neben den Hauptreihensternen unterscheiden Astronomen folgende Arten von Sternen:

Ein Brauner Zwerg durch die Augen eines Künstlers.

Braune Zwerge sind Sterne, in denen Kernreaktionen Energieverluste durch Strahlung niemals kompensieren könnten. Ihre Spektralklasse ist M - T und Y. Thermonukleare Prozesse können in Braunen Zwergen auftreten, aber ihre Masse ist noch zu gering, um die Reaktion der Umwandlung von Wasserstoffatomen in Heliumatome zu starten, was die Hauptbedingung für das Leben eines vollwertigen ist Stern. Braune Zwerge sind eher „dunkle“ Objekte, wenn dieser Begriff auf solche Körper angewendet werden kann, und Astronomen untersuchen sie hauptsächlich aufgrund der von ihnen abgegebenen Infrarotstrahlung.

Rote Riesen und Überriesen sind Sterne mit einer eher niedrigen effektiven Temperatur von 2700-4700 °C, aber mit einer enormen Leuchtkraft. Ihr Spektrum ist durch das Vorhandensein molekularer Absorptionsbanden gekennzeichnet, und das Emissionsmaximum liegt im Infrarotbereich.

Sterne vom Wolf-Rayet-Typ sind eine Klasse von Sternen, die sich durch sehr hohe Temperatur und Leuchtkraft auszeichnen. Wolf-Rayet-Sterne unterscheiden sich von anderen heißen Sternen durch das Vorhandensein breiter Emissionsbanden von Wasserstoff, Helium sowie Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff in verschiedenen Ionisierungsgraden im Spektrum. Die endgültige Klarheit über die Herkunft von Sternen vom Wolf-Rayet-Typ ist noch nicht erreicht. Es kann jedoch argumentiert werden, dass dies in unserer Galaxie die Helium-Überreste massereicher Sterne sind, die in einem bestimmten Stadium ihrer Entwicklung einen erheblichen Teil ihrer Masse verloren haben.

T-Tauri-Sterne sind eine Klasse veränderlicher Sterne, die nach ihrem Prototyp T-Tauri (endgültige Protosterne) benannt sind. Sie können normalerweise in der Nähe von Molekülwolken gefunden und anhand ihrer (sehr unregelmäßigen) optischen Variabilität und chromosphärischen Aktivität identifiziert werden. Sie gehören zu den Sternen der Spektralklassen F, G, K, M und haben eine Masse von weniger als zwei Sonnen. Ihre Oberflächentemperatur entspricht der von Hauptreihensternen gleicher Masse, aber sie haben eine etwas höhere Leuchtkraft, weil ihr Radius größer ist. Die Hauptquelle ihrer Energie ist die Gravitationskompression.

Hellblaue Veränderliche, auch als S-Doradus-Variablen bekannt, sind sehr hellblaue, pulsierende Hyperriesen, die nach dem Stern S Doradus benannt sind. Sie sind extrem selten. Die hellblauen Variablen können millionenfach heller leuchten als die Sonne und ihre Masse kann 150 Sonnenmassen betragen, was sie an die theoretische Massengrenze eines Sterns heranreicht und sie zu den hellsten, heißesten und mächtigsten Sternen im Universum macht.

Weiße Zwerge sind eine Art "sterbender" Stern. Kleine Sterne wie unsere Sonne, die im Universum weit verbreitet sind, werden am Ende ihres Lebens zu Weißen Zwergen – das sind kleine Sterne (die ehemaligen Kerne von Sternen) mit einer sehr hohen Dichte, die millionenfach höher ist als die Dichte von Wasser. Dem Stern werden Energiequellen entzogen und er kühlt allmählich ab, wird dunkel und unsichtbar, aber der Abkühlungsprozess kann Milliarden von Jahren dauern.

Neutronensterne - eine Klasse von Sternen, wie weiße Zwerge, entsteht nach dem Tod eines Sterns mit einer Masse von 8-10 Sonnenmassen (es bilden sich bereits Sterne mit einer größeren Masse). In diesem Fall wird der Kern komprimiert, bis die meisten Teilchen zu Neutronen werden. Eines der Merkmale von Neutronensternen ist ein starkes Magnetfeld. Dank ihm und der schnellen Rotation, die der Stern aufgrund des nicht kugelförmigen Kollapses erlangt, werden Radio- und Röntgenquellen, sogenannte Pulsare, im Weltraum beobachtet.

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

Blaue Nachzügler - blaue Sterne

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

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

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

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

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

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

Blaue Sternnamen - Beispiele

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

Weiße Sterne - weiße Sterne

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

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

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

Namen von weißen Sternen - Beispiele

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

gelbe Sterne - gelbe Sterne

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

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

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

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

Gelbe Sternnamen - Beispiele

Toliman, Stern HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Rote Sterne - rote Sterne

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

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

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

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

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

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

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

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

Rote Sternnamen - Beispiele

Unterschiede in den Sternen nach Farbe

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Welche Farbe haben die Sterne

Sternenfarben. Die Sterne haben eine Vielzahl von Farben. Arcturus hat einen gelb-orangen Farbton, Rigel ist weiß-blau, Antares ist leuchtend rot. Die dominante Farbe im Spektrum eines Sterns hängt von der Temperatur seiner Oberfläche ab. Die Gashülle eines Sterns verhält sich fast wie ein idealer Emitter (absolut schwarzer Körper) und gehorcht vollständig den klassischen Strahlungsgesetzen von M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) und V. Wien (1864–1928). ), die sich auf die Körpertemperatur und die Art ihrer Strahlung beziehen. Das Plancksche Gesetz beschreibt die Energieverteilung im Spektrum eines Körpers. Er weist darauf hin, dass mit zunehmender Temperatur der gesamte Strahlungsfluss zunimmt und sich das Maximum im Spektrum in Richtung Kurzwellen verschiebt. Die Wellenlänge (in Zentimetern), die für die maximale Strahlung verantwortlich ist, wird durch das Wiensche Gesetz bestimmt: l max = 0,29/ T. Dieses Gesetz erklärt die rote Farbe von Antares ( T= 3500 K) und Rigels bläuliche Farbe ( T= 18000K). Das Stefansche Gesetz gibt den gesamten Strahlungsfluss bei allen Wellenlängen an (in Watt pro Quadratmeter): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Spektren von Sternen. Die Untersuchung von Sternspektren ist die Grundlage der modernen Astrophysik. Das Spektrum kann verwendet werden, um die chemische Zusammensetzung, Temperatur, Druck und Geschwindigkeit von Gas in der Atmosphäre des Sterns zu bestimmen. Die Doppler-Verschiebung der Linien wird verwendet, um beispielsweise die Geschwindigkeit des Sterns selbst entlang der Umlaufbahn in einem Doppelsternsystem zu messen.

In den Spektren der meisten Sterne sind Absorptionslinien sichtbar; schmale Lücken in der kontinuierlichen Strahlungsverteilung. Sie werden auch Fraunhofer- oder Absorptionslinien genannt. Sie entstehen im Spektrum, weil die Strahlung aus den heißen unteren Schichten der Sternatmosphäre, die durch die kälteren oberen Schichten geht, bei bestimmten Wellenlängen absorbiert wird, die für bestimmte Atome und Moleküle charakteristisch sind.

Die Absorptionsspektren von Sternen variieren stark; Die Intensität der Linien eines chemischen Elements spiegelt jedoch nicht immer seine wahre Menge in der Sternatmosphäre wider: Die Form des Spektrums hängt in viel größerem Maße von der Temperatur der Sternoberfläche ab. Eisenatome finden sich beispielsweise in der Atmosphäre der meisten Sterne. Allerdings fehlen die Linien des neutralen Eisens in den Spektren heißer Sterne, da dort alle Eisenatome ionisiert sind. Wasserstoff ist der Hauptbestandteil aller Sterne. Aber die optischen Linien von Wasserstoff sind in den Spektren kalter Sterne, wo es untererregt ist, und in den Spektren sehr heißer Sterne, wo es vollständig ionisiert ist, nicht sichtbar. Aber in den Spektren mäßig heißer Sterne mit einer Oberflächentemperatur von ca. Bei 10.000 K sind die stärksten Absorptionslinien die Linien der Balmer-Reihe von Wasserstoff, die bei den Übergängen von Atomen aus dem zweiten Energieniveau gebildet werden.

Auch der Gasdruck in der Atmosphäre des Sterns hat einen gewissen Einfluss auf das Spektrum. Bei gleicher Temperatur sind die Linien ionisierter Atome in Niederdruckatmosphären stärker, weil diese Atome dort weniger wahrscheinlich Elektronen einfangen und daher länger leben. Der atmosphärische Druck hängt eng mit der Größe und Masse und damit mit der Leuchtkraft eines Sterns einer bestimmten Spektralklasse zusammen. Nachdem der Druck aus dem Spektrum ermittelt wurde, kann die Leuchtkraft des Sterns berechnet und durch Vergleich mit der sichtbaren Helligkeit der "Entfernungsmodul" ( M- m) und die Luftlinie zum Stern. Diese sehr nützliche Methode wird als Methode der spektralen Parallaxen bezeichnet.

Farbindex. Das Spektrum eines Sterns und seine Temperatur hängen eng mit dem Farbindex zusammen, d.h. 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. Kalte Sterne haben einen höheren Farbindex als heiße, d.h. Kühle Sterne sind in Gelb relativ heller als in Blau. Heiße (blaue) Sterne erscheinen auf herkömmlichen fotografischen Platten heller, während kühle Sterne für das Auge und spezielle fotografische Emulsionen, die für gelbe Strahlen empfindlich sind, heller erscheinen.

Spektrale Klassifizierung. Die ganze Vielfalt der Sternspektren kann in ein logisches System gebracht werden. Die Harvard-Spektralklassifikation wurde erstmals eingeführt in Henry Drapers Katalog der Sternspektren, erstellt unter der Leitung von E. Pickering (1846–1919). Zunächst wurden die Spektren nach Linienintensitäten sortiert und mit Buchstaben in alphabetischer Reihenfolge beschriftet. Aber die später entwickelte physikalische Theorie der Spektren ermöglichte es, sie in einer Temperaturfolge anzuordnen. Die Buchstabenbezeichnung der Spektren wurde nicht geändert, und jetzt sieht die Reihenfolge der Hauptspektralklassen von heißen zu kalten Sternen so aus: O B A F G K M. Die zusätzlichen Klassen R, N und S bezeichnen Spektren ähnlich wie K und M, jedoch mit a andere chemische Zusammensetzung. Zwischen jeweils zwei Klassen werden Unterklassen eingeführt, die durch Zahlen von 0 bis 9 gekennzeichnet sind. Beispielsweise liegt das Spektrum des Typs A5 in der Mitte zwischen A0 und F0. Zusätzliche Buchstaben kennzeichnen manchmal die Merkmale von Sternen: „d“ ist ein Zwerg, „D“ ist ein Weißer Zwerg, „p“ ist ein besonderes (ungewöhnliches) Spektrum.

Die genaueste Spektralklassifizierung ist das MK-System, das von W. Morgan und F. Keenan am Yerkes Observatory entwickelt wurde. Dies ist ein zweidimensionales System, in dem die Spektren sowohl nach der Temperatur als auch nach der Leuchtkraft der Sterne geordnet sind. Die Kontinuität zur eindimensionalen Harvard-Klassifikation besteht darin, dass die Temperaturfolge durch dieselben Buchstaben und Zahlen (A3, K5, G2 usw.) ausgedrückt wird. Es werden jedoch zusätzliche Leuchtkraftklassen eingeführt, die mit römischen Ziffern gekennzeichnet sind: Ia, Ib, II, III, IV, V bzw. VI, die helle Überriesen, Überriesen, helle Riesen, normale Riesen, Unterriesen, Zwerge (Hauptreihensterne) und Unterzwerge anzeigen . Beispielsweise bezieht sich die Bezeichnung G2 V auf einen Stern wie die Sonne, während die Bezeichnung G2 III darauf hinweist, dass es sich um einen normalen Riesen mit einer Temperatur handelt, die ungefähr der der Sonne entspricht.

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". Saphirblaue Sterne sind über den schwarzen Samt des Nachthimmels verstreut. 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 ist ein Strahl, der aus Photonen von Lichtwellen unterschiedlicher Länge besteht, dh aus Strahlen unterschiedlicher Farbe.

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.