Astronomie

Angesichts der Tatsache, dass ein Farbindex ($B-V$) von Stern A niedriger ist als der von Stern B, was können wir über die Sterne sagen?

Angesichts der Tatsache, dass ein Farbindex ($B-V$) von Stern A niedriger ist als der von Stern B, was können wir über die Sterne sagen?

Der Farbindex $B-V$ des Sterns ist definiert als $$B-Väquivalent M_B-M_V$$ Nehmen wir an, es ist gegeben $$(B-V)^{(A)}<(B-V)^{(B)}Rightarrow M_B^A-M_V^A>M^B_B-M^B_V$$ Die Notationen sind etwas verwirrend, aber ich denke, Sie würden mich verzeihen.

Jetzt wissen wir, dass die Helligkeiten von Stellaren mit zunehmender Helligkeit abnehmen, was einen Stern mit absoluter Helligkeit bedeutet $-5$ wird heller sein als ein Stern mit absoluter Helligkeit $-2$.

ich lese Einführung in die moderne Astrophysik Von Carroll und Ostlie. Der Autor sagt,

Ein Stern mit einem kleineren $B-V$ Farbindex ist blauer als ein Stern mit einem größeren Wert von $B-V$.

Ich verstehe nicht, wie?? Stern A ist blauer als Stern B bedeutet $$M_B^A<> Gegeben vier Zahlen mit Beziehung $$x-y<>

Wie können wir das dann sagen??


Farbe ist ein Unterschied, kein absoluter Wert

"Blau" zu sein bedeutet nicht (notwendigerweise), dass eine Lichtquelle einen großen Fluss in der $B$ Band. Eine Farbe ist kein absoluter Wert; es ist der Verhältnis zwischen zwei Flüssen oder äquivalent die Unterschied zwischen zwei Größen.

Blau zu sein bedeutet „mehr Fluss in einem kurzwelligen Band (z. $B$) als in einem längerwelligen Band (z. $V$)". Wegen des dummen Größensystems bedeutet dies dann a niedriger Wert in $B$ als in $V$, d.h. $B-V<0$.

Daher ist der kleinere $B-V$ Wert ein Stern hat, desto blauer ist er.

Intuitives Beispiel

Also wenn du schreibst

Stern A ist blauer als Stern B bedeutet $M_B^A<>.

es ist tatsächlich nicht wahr. Dieser mathematische Ausdruck bedeutet nur, dass Stern A heller ist (im $B$ Band) als Stern B; es sagt nichts über die Farbe aus.

Vergleicht man zum Beispiel den Fluss der Sonne mit dem Fluss eines blauen Laserpointers, emittiert die Sonne definitiv mehr blaues Licht als der Laserpointer, d.h. $B_odot < B_mathrm{Laser}$. Das heißt aber nicht, dass die Sonne blau ist, denn sie strahlt auch viel mehr rotes Licht aus.

Astronomen Astronomen

Oben habe ich mich an die schlampige Astronomen-Notation gehalten, zu verwenden $B$ und $V$ sowohl für die Filter/Bänder/Bandpässe als auch für die absoluten Größen. Deutlicher können wir die Größen auch schreiben als $M_B$ und $M_V$.

Nicht auch, dass in der Astronomie der Begriff "blauer" oft synonym mit "kürzere Wellenlänge" verwendet wird, unabhängig von der tatsächlichen Wellenlänge. Ebenso wird der Begriff "röter" für längere Wellenlängen verwendet.

Zum Beispiel könnten wir sagen, dass ein rotes Photon blauer ist als ein infrarotes Photon. In ähnlicher Weise kann ein UV-Photon auf seiner Reise durch das expandierende Universum rotverschoben werden. Wenn es sich nicht zu lange fortbewegt, könnte es als "blau" angesehen werden, in dem Sinne, dass seine Wellenlänge etwa 4400 Å beträgt, aber obwohl dies nicht der Fall ist rot, wir sagen immer noch, dass es rot verschoben wurde.

Verhältnis von Farbe zu Temperatur

Bei Schwarzkörpern sind heißere Objekte blauer und leuchtender. Dies ist eine Folgerung des Planckschen Gesetzes, das die Helligkeit in Beziehung setzt $B$ pro Wellenlänge ("spektrale Dichte") eines schwarzen Körpers zu seiner Temperatur $T$.

Wenn Sie das Plancksche Gesetz integrieren, können Sie zeigen, dass die Gesamtleistung $P$ steigt mit der Temperatur enorm an ($Ppropto T^4$; Stefan-Boltzmann-Gesetz), während Sie durch Differenzierung zeigen können, dass die Peakwellenlänge the $lambda_mathrm{peak}$ ist umgekehrt proportional zur Temperatur ($lambda_mathrm{peak}propto1/T$; Wiener Verschiebungsgesetz).

Mit anderen Worten, 1) heißere Objekte emittieren mehr Fluss (d. h. sind heller) und 2) wärmere Objekte emittieren einen größeren Teil ihres Flusses bei kurzen Wellenlängen (d. h. sind blauer).

Die folgende Abbildung (eine kommentierte Version davon) zeigt ein Beispiel für die Farben von a $5.000,mathrm{K}$ (blaue durchgezogene Linie) und a $4000,mathrm{K}$ (dunkelgrüne durchgezogene Linie) bzw. Das $B$ und $V$ Flüsse werden gemessen bei $4400,mathrm{Å}$ (lila gestrichelte Linie) und $5500,mathrm{Å}$ (hellgrüne gestrichelte Linie) bzw.

Das Flussverhältnis zwischen den $B$ und $V$ Wellenlängen sind größer für die $5.000,mathrm{K}$ Objekt, also ist es Größenunterschied ist kleiner.

Mit anderen Worten, es ist blauer.

(Ich habe einen Faktor 2,5 weggelassen)

Rötung

Sterne sind ziemlich nahe daran, schwarze Körper zu sein. Ein heißer Stern könnte jedoch gerötet sein, z.B. durch Staub, der bevorzugt blaue Wellenlängen absorbiert. Weniger heiße Sterne können von Metallen überdeckt werden, die Licht absorbieren und bei niedrigeren Wellenlängen wieder emittieren, was den Stern effektiv auch rötet. Oder ein Objekt könnte einfach kein schwarzer Körper sein, z.B. ein blauer Laserpointer.

Vergleich mit Geschwindigkeiten

Wenn Sie aus irgendeinem Grund den Wert von nicht kennen $B-V$, aber Sie wissen, dass "Objekt A eine kleinere hat $B-V$ Wert als Objekt B", dann kann man nicht wirklich etwas über ihre "wahre" Farbe sagen; man kann einfach sagen "A ist blauer als B", obwohl keines dieser Objekte blau sein muss.

Sie können dies mit Geschwindigkeiten vergleichen. Alle Geschwindigkeiten sind relativ, also "$v = 10,mathrm{km/h}$" bedeutet nichts, es sei denn, Sie geben einen Referenzrahmen an. Aber selbst bei einem Referenzrahmen ist die Aussage $v_mathrm{A} > v_mathrm{B}$ sagt Ihnen nicht, wie schnell A und B sind; es sagt dir nur, dass A schneller ist als B.


Angesichts der Tatsache, dass ein Farbindex ($B-V$) von Stern A niedriger ist als der von Stern B, was können wir über die Sterne sagen? - Astronomie

Abb. 8.1 . Die absolute Leuchtkraft in Magnitudeneinheiten (vertikale Achse), die 1914 von Henry Norris Russell (1877-1957) als Funktion der Spektralklasse (obere horizontale Achse) für vier sich bewegende Sternhaufen aufgetragen wurde: die Hyaden (schwarze Punkte) die Ursa-Major-Gruppe (kleine Kreuze), die große Gruppe im Skorpion (kleine offene Kreise) und die 61 Cygni-Gruppe (Dreiecke). Die großen Kreise und Kreuze stellen Punkte dar, die aus den mittleren Parallaxen und Helligkeiten anderer Sterngruppen berechnet wurden. Die beiden diagonalen Linien markieren die Grenzen von Ejnar Hertzsprungs (1873-1967) Beobachtungen der offenen Sternhaufen der Plejaden und Hyaden im Jahr 1911. Dies ist heute als die Hauptreihe bekannt, entlang der sich die meisten Sterne, einschließlich der Sonne, befinden. Die Riesensterne befinden sich oben rechts. Russell fügte in seine Veröffentlichung ein sehr ähnliches Diagramm für einzelne helle Sterne ein, deren Abstände aus stellaren Parallaxenmessungen ermittelt wurden, es ähnelte stark dem hier gezeigten Diagramm mit einem Ausnahmepunkt in der unteren linken Ecke, den wir hier mit einem x . eingefügt haben Kennzeichen. Dieser Stern ist der schwache Begleiter eines Doppelsternsystems Omicron2 Eridani oder 40 Eridani, das heute als Weißer Zwergstern bekannt ist. [Nach Henry Norris Russell, Relations between the spectra and other properties of stars, Popular Astronomy 22, 275-294 (1914).]


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Cluster-Farb-Helligkeits-Diagramme und das Alter der Sterne Zusammenfassung

Der Schüler findet das Alter von zwei Sternhaufen, indem er Sterndaten in ein Farb-Helligkeits-Diagramm einträgt.

Bisher haben wir im Kurs gelernt, viele Eigenschaften der Sterne zu bestimmen: Entfernung, Eigenleuchtkraft, Oberflächentemperatur, Zusammensetzung, Masse und Radius. Um den Lebenszyklus von Sternen zu studieren, möchten wir das Alter der von uns beobachteten Sterne wissen. Sternhaufen geben uns die Möglichkeit, das Alter ihrer Mitgliedssterne zu bestimmen.

Normalerweise zeichnet ein Hertzsprung-Russell (H-R)-Diagramm den Spektraltyp eines Sterns gegen die Eigenleuchtkraft des Sterns. Wie wir gesehen haben, entspricht der Spektraltyp eines Sterns der Farbe des Sterns. Wir können die Farbe eines Sterns messen, indem wir seine Helligkeit durch zwei verschiedene Filter bestimmen, beispielsweise einen Blaufilter und einen Gelbfilter. Wir können daher die Farbe eines Sterns gegen seine Helligkeit (gemessen in Magnituden) darstellen, um ein H-R-Diagramm zu erstellen, ohne das Spektrum des Sterns zu nehmen. Diese Art von Diagramm wird allgemein als "Farb-Helligkeits-Diagramm" bezeichnet, was eigentlich eine Art H-R-Diagramm ist. Diese Methode ist besonders nützlich bei Sternhaufen, bei denen es unmöglich wäre, das Spektrum von Tausenden von eng beieinander liegenden Sternen zu erfassen.

Heute werden wir aktuelle Daten für zwei Sternhaufen grafisch darstellen: an offener Cluster genannt M45 und a Kugelsternhaufen genannt 47 Tuc. Jeder Cluster enthält Tausende von Sternen, aber wir werden die Daten nur für einige wenige repräsentativ darstellen. Die folgende Tabelle enthält die Daten.

B-V ist ein Maß für die Farbe eines Sterns. (Es ist der Unterschied zwischen der Helligkeit des Sterns in einem Blaufilter und einem Gelbfilter.) Wichtig zu wissen ist, dass die höheren Zahlen röter und die niedrigeren Zahlen blauer sind.


Farbwechselnde Sterne: Die Radialgeschwindigkeitsmethode

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zum Nachweis von Exoplaneten beruht darauf, dass ein Stern nicht vollständig stationär bleibt, wenn er von einem Planeten umkreist wird. Der Stern bewegt sich ganz leicht in einem kleinen Kreis oder einer Ellipse und reagiert auf das Ziehen seines kleineren Begleiters durch die Gravitation. Aus der Ferne betrachtet wirken sich diese leichten Bewegungen auf das normale Lichtspektrum oder die Farbsignatur des Sterns aus. Das Spektrum eines Sterns, der sich auf den Beobachter zubewegt, erscheint leicht zu blauen (kürzeren) Wellenlängen verschoben. Wenn sich der Stern wegbewegt, verschiebt sich sein Spektrum zu röteren (längeren) Wellenlängen.

Wie wir Exoplaneten erkennen: Die Radialgeschwindigkeitsmethode Exoplaneten und ihre Sterne ziehen aneinander. Wir können den Exoplaneten nicht sehen, aber wir können die Bewegung des Sterns sehen. Die Bewegung des Sterns macht sein Licht von der Erde aus gesehen blauer und röter. Bild: Die Planetarische Gesellschaft

Mit hochempfindlichen Spektrographen, die an bodengestützten Teleskopen angebracht sind, können Planetenjäger das Spektrum eines Sterns verfolgen und nach periodischen Verschiebungen spektraler Wobbles suchen. Das Spektrum erscheint zunächst leicht blauverschoben und dann leicht rotverschoben. Wenn die Verschiebungen regelmäßig sind und sich in festen Abständen von Tagen, Monaten oder sogar Jahren wiederholen, wird dies mit ziemlicher Sicherheit von einem Körper verursacht, der den Stern umkreist und ihn im Laufe seiner Umlaufbahn hin und her zieht. Wenn der Körper eine Masse hat, die kleiner ist als etwa das 10-fache der Masse des Jupiter (etwa das 3.000-fache der Masse der Erde), dann ist er wahrscheinlich ein Planet. (Objekte mit größerer Masse sind wahrscheinlich Sterne.)

Der Erfolg dieser Methode wurde durch die Entwicklung extrem empfindlicher Spektrographen ermöglicht, die selbst kleinste Bewegungen eines Sterns erkennen können. Hochmoderne Instrumente wie ESPRESSO am Very Large Telescope, EXPRES am Lowell Observatory Discovery Channel-Teleskop und HARPS3, das für das Isaac-Newton-Teleskop auf La Palma entwickelt wird, erhöhen die Radialgeschwindigkeitsempfindlichkeit auf Variationen von nur 10 Zentimeter pro Sekunde.

Die 3,6-Meter-Teleskopkuppel in La Silla, Chile Mit diesem Teleskop wurde die Radialgeschwindigkeit zahlreicher bisher entdeckter Exoplaneten gemessen. Bild: S. Brunier/ESO

Vorteile

Es ist schwer, mit Erfolg zu argumentieren. Die Radialgeschwindigkeit war die erste erfolgreiche Methode zum Nachweis von Exoplaneten und ist für die Identifizierung Hunderter weit entfernter Welten verantwortlich. Es ist ideal für bodengebundene Teleskope, da Sterne (im Gegensatz zur Transitphotometrie) nicht ständig überwacht werden müssen. Es erfordert keine weltraumgestützten Teleskope oder sogar die größten professionellen Teleskope. Das Isaac-Newton-Teleskop hat einen 2,5-Meter-Hauptspiegel.

Das Radialgeschwindigkeitsdiagramm von 51 Pegasi 51 Pegasi war der erste Exoplanet, der entdeckt und bestätigt wurde. Die Punkte in der Grafik zeigen die tatsächlich durchgeführten Messungen an. Die Sinuskurve ist die charakteristische Form des Radialgeschwindigkeitsdiagramms eines Sterns, der auf den Zug eines umkreisenden Planeten schaukelt. Bild: exoplaneten.org

Nachteile

Es ist ein grundlegendes Merkmal der Radialgeschwindigkeitsmethode, dass sie die Masse eines fernen Planeten nicht genau bestimmen kann, sondern nur eine Schätzung seiner minimalen Masse liefert. Für Planetenjäger ist dies ein ernstes Problem, denn die Masse ist das Hauptkriterium zur Unterscheidung zwischen Planeten und kleinen Sternen. Einige Astronomen glauben, dass zumindest einige der mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckten "Planeten" überhaupt keine Planeten, sondern sehr massearme Sterne sind.

Die Ursache für dieses Problem mit der Radialgeschwindigkeit liegt darin, dass die Methode nur die Bewegung eines Sterns auf die Erde zu oder von ihr weg erkennen kann. Dies ist kein Problem, wenn die Orbitalebene des entfernten Planetensystems von der Erde aus betrachtet von der Kante aus erscheint. In diesem Fall verläuft die gesamte Bewegung des Sterns auf die Erde zu oder von ihr weg und kann mit einem empfindlichen Spektrographen nachgewiesen werden. Die Masse des Planeten, die aus dieser Bewegung abgeleitet wird, wird in diesem Fall vollständig sein.

Wenn jedoch die Bahnebene eines Planeten von der Erde aus betrachtet von vorne nach vorne liegt, wird das gesamte Taumeln des Sterns senkrecht zur Blickrichtung des Beobachters verlaufen. Während sich der Stern innerhalb der Orbitalebene erheblich bewegen kann, wird kein Teil seiner Bewegung auf die Erde zu oder von ihr weg sein. Es wird keine Spektrumsverschiebung festgestellt, und der erdgebundene Beobachter wird die Anwesenheit eines Planeten, der den Stern umkreist, nicht wissen.

In den meisten Fällen befindet sich die Umlaufebene eines entfernten Planeten von der Erde aus weder auf der Kante noch auf der Vorderseite. Am häufigsten ist die Orbitalebene in einem unbekannten Winkel zur Sichtlinie geneigt. Dies bedeutet, dass ein Spektrograph nicht die volle Bewegung des Sterns erkennen würde, sondern nur die Komponente seines Taumelns, die ihn zur Erde hin oder von ihr weg bewegt. Die Masse des vermuteten Planeten ist direkt proportional zum tatsächlichen Taumeln des Sterns. Wenn nur ein Teil dieses Wobbles erkannt wird, ist die gemessene Masse geringer als die wahre und liefert nur einen minimalen Wert für die Masse des Planeten.

Der nachweisbare Anteil an der Masse eines entfernten Planeten wird von seiner Umlaufbahn von der Erde aus bestimmt. Beträgt der Neigungswinkel von der Frontseite aus ich, dann ist die mit der Erde fluchtende Komponente durch sin(ich), eine Zahl, die null ist, wenn die Orbitalebene zu uns gerichtet ist, oder eins, wenn sie auf der Kante liegt. Die von der Erde aus gemessene Masse des Planeten ergibt sich daher aus der tatsächlichen Planetenmasse mal sin(ich). Wenn ich groß ist, d. h. das System befindet sich in der Nähe einer Edge-On-Position, dann ist die geschätzte Masse nahe der wahren. Aber falls ich klein ist und sich das System tatsächlich nahe einer direkten Position befindet, dann ist die wahre Masse des "Planeten" viel größer als die Schätzung.

Nur selten kennen Astronomen den wahren Neigungswinkel eines Planetensystems. Dies lässt die Möglichkeit offen, dass zumindest einige der entdeckten Objekte zu massiv sind, um echte Planeten zu sein.

Ein weiterer Nachteil der Radialgeschwindigkeitsmethode besteht darin, dass sie am wahrscheinlichsten die Arten von Planeten findet, die am wenigsten Lebenswirte sind. Früher waren die meisten der durch Spektroskopie entdeckten Planeten von einem Typ, der unter Wissenschaftlern als heiße Jupiter bekannt ist. Dies sind riesige Planeten, die hauptsächlich aus Gas bestehen, ähnlich wie unser Nachbar Jupiter, aber mit schwindelerregender Geschwindigkeit in sehr kurzer Entfernung von ihrem Stern umkreisen. Ihre Größe, ihre kurzen Perioden und ihre Nähe zu ihrem Stern sorgen dafür, dass sie die schnellen und relativ großen stellaren Wobbles erzeugen, die durch Spektroskopie am leichtesten nachgewiesen werden können. Kühlere Planeten, die weiter entfernt kreisen, erzeugen moderatere Wobbles in ihrem Heimatstern und brauchen Jahre, um jede Umlaufbahn zu vollenden, Faktoren, die es viel schwieriger machen, sie mit Spektroskopie zu erkennen.

Aber während heiße Jupiter mit der Radialgeschwindigkeitsmethode relativ leicht zu finden sind, sind sie unwahrscheinlich, dass sie eine Lebensform, wie wir sie kennen, beherbergen. Schlimmer noch, ihre Anwesenheit im Zentrum eines Planetensystems macht es weniger wahrscheinlich, dass mehr erdähnliche Planeten in ihrer Nachbarschaft überlebt haben. Mit anderen Worten, während die mit der Spektroskopie gemachten Entdeckungen das Vorhandensein und die Prävalenz von Planeten außerhalb unseres Sonnensystems feststellten, sind die meisten der mit dieser Methode entdeckten Systeme sehr unwahrscheinliche Orte für Leben.

Schließlich gibt es eine praktische Einschränkung der Empfindlichkeit der Radialgeschwindigkeitsmethode: die Sternaktivität. Sterne sind nicht funktionslos, sie haben hellere (heißer, daher blauer) und dunklere (kühlere, daher rötere) Flecken. Wenn sich der Stern dreht, kommen diese Flecken in und außer Sichtweite. Diese Variationen der Sternfarbe können den Radialgeschwindigkeitssignalen von kleinen, nahen Planeten ähneln. Unser eigener Stern, die Sonne, ist nach den meisten Standards ein relativ ruhiger Stern, aber seine Radialgeschwindigkeitsstreuung aufgrund von Flecken beträgt etwa 50 Zentimeter pro Sekunde, was fünfmal größer ist als das von einem Erdanalog erwartete Signal. Ein besseres Verständnis der stellaren Aktivität wird notwendig sein, um die Erkennung kleiner Planeten vom Boden mit der Radialgeschwindigkeitsmethode zu verbessern.

Diese Seite wurde ursprünglich 2002 von Mitarbeitern der Planetary Society verfasst. Die Society hat sie zuletzt im Februar 2020 überarbeitet und aktualisiert und dankt Emily Sandford für hilfreiche Kommentare.


Was sagt die Farbe eines Sterns aus?

Die Farbe eines Sterns weist meistens auf die Farbe eines Sterns hin Temperatur, und es kann auch die Sterne vorschlagen Alter.

Temperatur

Astronomen verwenden seit langem die Farbe von Sternen, um ihre Temperatur zu bestimmen, und haben dafür ein Klassifizierungssystem namens Spektralklassen entwickelt, das Sterne basierend auf ihrer Temperatur in eine Kategorie einordnet:

Sterne der Klasse O, die eine blaue Farbe haben, sind die heißesten und Sterne der Klasse M, die eine rote Farbe haben, sind die kältesten. Dies kann schwierig zu merken sein, da wir normalerweise Blau als kühle Farbe und Rot als heiße Farbe betrachten. Daher ist es hilfreich zu verstehen, warum blaue Sterne heiß und rote kühl sind:

Denken Sie daran, dass die Temperatur eines Objekts ein direktes Maß für das Ausmaß der Bewegung darin ist. Je heißer der Stern, desto schneller bewegen sich seine Teilchen und desto mehr Energie strahlen sie ab.

Kühle Sterne strahlen die meiste Energie im roten und infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums ab – das bedeutet kürzere Wellenlängen und weniger Energie.

So erscheinen sie rot, während heiße Sterne – in denen sich Teilchen viel schneller bewegen – mehr Energie emittieren und daher meist bei blauen und ultravioletten Wellenlängen emittieren, wodurch sie blau oder weiß erscheinen.

Die meiste Zeit seines Lebens verbrennt ein Stern in seinem Kern Wasserstoff, der viel Energie erzeugt und ihn dadurch blau erscheinen lässt. Wenn Sterne altern, geht ihnen der Wasserstoff zum Verbrennen aus, wodurch die Energiemenge, die sie emittieren, verringert wird. So können jüngere Sterne blauer erscheinen, während ältere mehr rot erscheinen, und auf diese Weise kann uns die Farbe eines Sterns etwas über das Alter dieses Sterns sagen.


Angesichts der Tatsache, dass ein Farbindex ($B-V$) von Stern A niedriger ist als der von Stern B, was können wir über die Sterne sagen? - Astronomie

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Geburt Tod Sterntypen Nächste Sterne Nebel Hauptstars Der Tierkreis Aktivitäten, Links

STERNENTYPEN

Sternklassifizierung

Die Sonne ist ein Stern vom Typ G2V, ein Gelber Zwerg und ein Hauptreihenstern.
Sterne werden nach ihren Spektren (die Elemente, die sie absorbieren) und ihrer Temperatur klassifiziert. Es gibt sieben Haupttypen von Sternen. In der Reihenfolge abnehmender Temperatur, O, B, A, F, G, K und M.

O- und B-Sterne sind selten, aber sehr helle M-Sterne sind üblich, aber schwach..

Eine einfache Erinnerung, um sich an diese zu erinnern, ist: "Oh, sei ein feiner Kerl/Mädchen, küss mich."

  • Die meisten Sterne, einschließlich der Sonne, sind "Hauptreihensterne", die durch Kernfusion angetrieben werden, die Wasserstoff in Helium umwandelt. Für diese Sterne gilt: Je heißer sie sind, desto heller. Diese Sterne befinden sich im stabilsten Teil ihrer Existenz, dieses Stadium dauert im Allgemeinen etwa 5 Milliarden Jahre.
  • Wenn Sterne zu sterben beginnen, werden sie zu Riesen und Überriesen (über der Hauptsequenz). Diese Sterne haben ihren Wasserstoffvorrat aufgebraucht und sind sehr alt. Der Kern zieht sich zusammen, wenn sich die äußeren Schichten ausdehnen. Diese Sterne werden schließlich explodieren (je nach Masse zu einem planetarischen Nebel oder einer Supernova) und dann zu Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern (wiederum abhängig von ihrer Masse).
  • Kleinere Sterne (wie unsere Sonne) werden schließlich zu schwachen weißen Zwergen (heiße, weiße, dunkle Sterne), die sich unterhalb der Hauptreihe befinden. Diese heißen, schrumpfenden Sterne haben ihre Kernbrennstoffe aufgebraucht und werden schließlich zu kalten, dunklen, schwarzen Zwergen.

Die Yerkes Luminosity Classes: (von William Wilson Morgan und Philip Keenan)

ART Star
Ia Sehr leuchtende Überriesen
Ib Weniger leuchtende Überriesen
II Leuchtende Riesen
IIIRiesen
IV Unterriesen
V Hauptreihensterne (Zwergsterne)
VI Unterzwerg
VII Weißer Zwerg

Leuchtkraft ist die Gesamthelligkeit eines Sterns (oder einer Galaxie). Leuchtkraft ist die Gesamtenergiemenge, die ein Stern pro Sekunde ausstrahlt (einschließlich aller Wellenlängen der elektromagnetischen Strahlung).

Im Yerkes-Klassifikationsschema werden Sterne nach der Breite ihrer Spektrallinien in Gruppen eingeteilt. Für eine Gruppe von Sternen mit gleicher Temperatur unterscheidet die Leuchtkraftklasse zwischen ihrer Größe (Überriesen, Riesen, Hauptreihensterne und Unterzwerge).

Hauptreihensterne - Junge Stars
Hauptreihensterne sind das zentrale Sternenband im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die Energie dieser Sterne stammt aus der Kernfusion, da sie Wasserstoff in Helium umwandeln. Die meisten Sterne (ca. 90%) sind Hauptreihensterne. Für diese Sterne gilt: Je heißer sie sind, desto heller sind sie. Die Sonne ist ein typischer Hauptreihenstern.

ZWERG STERNE
Zwergsterne sind relativ kleine Sterne, bis zu 20-mal größer als unsere Sonne und bis zu 20.000-mal heller. Unsere Sonne ist ein Zwergstern.

GELBER ZWERG
Gelbe Zwerge sind kleine Hauptreihensterne. Die Sonne ist ein gelber Zwerg.

ROTER ZWERG
Ein Roter Zwerg ist ein kleiner, kühler, sehr schwacher Hauptreihenstern, dessen Oberflächentemperatur unter etwa 4.000 K liegt. Rote Zwerge sind die häufigste Sternart. Proxima Centauri ist ein Roter Zwerg.

Riesen- und Überriesensterne - Alte, große Sterne
ROTER RIESE
Ein Roter Riese ist ein relativ alter Stern, dessen Durchmesser etwa 100 Mal größer ist als er ursprünglich war und der kühler geworden ist (die Oberflächentemperatur liegt unter 6.500 K). Sie sind häufig orange gefärbt. Beteigeuze ist ein roter Riese. Es ist etwa 20-mal so massiv wie die Sonne, etwa 14.000-mal heller als die Sonne und etwa 600 Lichtjahre von der Erde entfernt.

BLAUER RIESE
Ein blauer Riese ist ein riesiger, sehr heißer, blauer Stern. Es ist ein Posthauptreihenstern, der Helium verbrennt.

SUPERGIANT
Ein Überriese ist der größte bekannte Sterntyp, einige sind fast so groß wie unser gesamtes Sonnensystem. Beteigeuze und Rigel sind Überriesen. Diese Sterne sind selten. Wenn Überriesen sterben, werden sie Supernovae und werden zu schwarzen Löchern.

Schwache, praktisch tote Sterne:
WEISSER ZWERG
Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr dichter, heißer Stern, der hauptsächlich aus Kohlenstoff besteht. Diese schwachen Sterne sind das, was übrig bleibt, nachdem ein Roter Riesenstern seine äußeren Schichten verloren hat. Ihre Kernkerne sind erschöpft. Sie haben ungefähr die Größe der Erde (aber enorm schwerer)! Sie verlieren schließlich ihre Wärme und werden zu einem kalten, dunklen schwarzen Zwerg. Unsere Sonne wird sich eines Tages in einen Weißen Zwerg und dann in einen Schwarzen Zwerg verwandeln. Der Gefährte von Sirius ist ein Weißer Zwerg.

BRAUN ZWERG
Ein Brauner Zwerg ist ein "Stern", dessen Masse zu klein ist, um eine Kernfusion in seinem Kern zu ermöglichen (die Temperatur und der Druck in seinem Kern reichen für eine Fusion nicht aus). Ein Brauner Zwerg ist nicht sehr leuchtend. Es wird normalerweise eine Masse zwischen 10 28 kg und 84 x 10 28 angegeben.

NEUTRONENSTERN
Ein Neutronenstern ist ein sehr kleiner, superdichter Stern, der hauptsächlich aus dicht gepackten Neutronen besteht. Es hat eine dünne Wasserstoffatmosphäre. Es hat einen Durchmesser von ungefähr 5-10 Meilen (5-16 km) und eine Dichte von ungefähr 10 15 g/cm 3 .

PULSAR
Ein Pulsar ist ein sich schnell drehender Neutronenstern, der Energie in Pulsen abgibt.

Binäre Sterne:
DOPPELSTERN
Ein Doppelstern sind zwei Sterne, die nahe beieinander am Himmel erscheinen. Einige sind echte Doppelsterne (zwei Sterne, die sich umeinander drehen), andere erscheinen nur zusammen von der Erde aus, weil sie sich beide in derselben Sichtlinie befinden.

DOPPELSTERN
Ein Doppelstern ist ein System von zwei Sternen, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt (den Schwerpunkt) drehen. Etwa die Hälfte aller Sterne befindet sich in einer Gruppe von mindestens zwei Sternen.

Polaris (der Polarstern der nördlichen Erdhalbkugel) ist Teil eines Doppelsternsystems.

ECLIPSING BINÄR
Ein verdunkelndes Doppelsternpaar besteht aus zwei nahen Sternen, die wie ein einzelner Stern mit unterschiedlicher Helligkeit erscheinen. Die Helligkeitsschwankungen sind darauf zurückzuführen, dass sich die Sterne periodisch gegenseitig verdecken oder verstärken. Dieses Doppelsternsystem ist (in Bezug auf uns) geneigt, so dass seine Bahnebene von seinem Rand aus betrachtet wird.

X-RAY BINÄRSTER
Röntgendoppelsterne sind eine spezielle Art von Doppelstern, bei denen einer der Sterne ein kollabiertes Objekt wie ein Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch ist. Wenn Materie vom normalen Stern abgezogen wird, fällt sie in den kollabierten Stern und erzeugt Röntgenstrahlen.

Variable Sterne - Sterne mit unterschiedlicher Helligkeit:
CEPHEID VARIABLE STERNE
Cepheiden-Variablen sind Sterne, deren Größe und Helligkeit regelmäßig pulsieren. Wenn der Stern an Größe zunimmt, nimmt seine Helligkeit dann ab, das Gegenteil geschieht. Cepheiden-Variablen sind möglicherweise nicht dauerhaft variabel, die Schwankungen können nur eine instabile Phase sein, die der Stern durchläuft. Polaris und Delta Cephei sind Beispiele für Cepheiden.


Gedankenfragen

Wenn der Stern Sirius 23-mal mehr Energie ausstrahlt als die Sonne, warum erscheint die Sonne dann heller am Himmel?

Wie würden zwei Sterne gleicher Leuchtkraft – einer blau und der andere rot – in einem Bild erscheinen, das durch einen Filter aufgenommen wurde, der hauptsächlich blaues Licht durchlässt? Wie würde sich ihr Aussehen in einem Bild ändern, das durch einen Filter aufgenommen wurde, der hauptsächlich rotes Licht durchlässt?

Tabelle 17.2 listet die Temperaturbereiche auf, die den verschiedenen Spektraltypen entsprechen. Auf welchen Teil des Sterns beziehen sich diese Temperaturen? Warum?

Angenommen, Sie haben die Aufgabe, die Farben der hellsten Sterne, die in Anhang J aufgeführt sind, durch drei Filter zu messen: der erste lässt blaues Licht durch, der zweite lässt gelbes Licht durch und der dritte lässt rotes Licht durch. Wenn Sie den Stern Vega beobachten, erscheint er durch jeden der drei Filter gleich hell. Welche Sterne erscheinen durch den Blaufilter heller als durch den Rotfilter? Welche Sterne erscheinen durch den Rotfilter heller? Welcher Stern wird wahrscheinlich Farben haben, die denen von Vega am ähnlichsten sind?

Stern X hat Linien aus ionisiertem Helium in seinem Spektrum und Stern Y hat Bänder aus Titanoxid. Was ist heißer? Warum? Das Spektrum von Stern Z zeigt Linien von ionisiertem Helium und auch molekulare Bänder von Titanoxid. Was ist an diesem Spektrum seltsam? Können Sie eine Erklärung vorschlagen?

Das Spektrum der Sonne hat Hunderte von starken Linien von nichtionisiertem Eisen, aber nur wenige, sehr schwache Linien von Helium. Ein Stern der Spektralklasse B hat sehr starke Heliumlinien, aber sehr schwache Eisenlinien. Bedeuten diese Unterschiede, dass die Sonne mehr Eisen und weniger Helium enthält als der B-Stern? Erklären.

Was sind die ungefähren Spektralklassen von Sternen mit den folgenden Eigenschaften?

  1. Balmer-Linien von Wasserstoff sind sehr stark, einige Linien von ionisierten Metallen sind vorhanden.
  2. Die stärksten Linien sind die von ionisiertem Helium.
  3. Linien von ionisiertem Kalzium sind die stärksten im Spektrum Wasserstofflinien zeigen nur mäßige Stärke Linien von Neutral und Metallen sind vorhanden.
  4. Die stärksten Linien sind die von neutralen Metallen und Bänder aus Titanoxid.

Sehen Sie sich die chemischen Elemente in Anhang K an. Können Sie eine Beziehung zwischen der Häufigkeit eines Elements und seinem Atomgewicht identifizieren? Gibt es offensichtliche Ausnahmen von dieser Beziehung?

Anhang I listet einige der nächsten Sterne auf. Sind die meisten dieser Sterne heißer oder kühler als die Sonne? Gibt einer von ihnen mehr Energie ab als die Sonne? Wenn ja, welche?

Anhang J listet die Sterne auf, die an unserem Himmel am hellsten erscheinen. Sind die meisten davon heißer oder kühler als die Sonne? Können Sie einen Grund für den Unterschied zwischen dieser Antwort und der Antwort auf die vorherige Frage nennen? (Tipp: Schauen Sie sich die Leuchtstärken an.) Gibt es eine Tendenz zu einem Zusammenhang zwischen Temperatur und Leuchtkraft? Gibt es Ausnahmen von der Korrelation?

Welcher Stern erscheint am hellsten am Himmel (außer der Sonne)? Die zweithellste? Welche Farbe hat Beteigeuze? Verwenden Sie Anhang J, um die Antworten zu finden.

Angenommen, Hominiden hätten vor einer Million Jahren Karten des Nachthimmels hinterlassen. Würden diese Karten den Himmel, den wir heute sehen, genau wiedergeben? Warum oder warum nicht?

Warum kann nur aus der Linienverbreiterung eine untere Grenze der Sternrotationsrate und nicht aus der tatsächlichen Rotationsrate bestimmt werden? (Siehe Abbildung 17.14.)

Warum haben Astronomen Ihrer Meinung nach drei verschiedene Spektraltypen (L, T und Y) für die Braunen Zwerge anstelle von M vorgeschlagen? Warum war einer nicht genug?

Sam, ein College-Student, hat sich gerade ein neues Auto gekauft. Sams Freund Adam, ein Doktorand der Astronomie, bittet Sam um eine Mitfahrgelegenheit. Im Auto bemerkt Adam, dass die Farben auf dem Temperaturregler falsch sind. Warum hat er das gesagt?

Hätte ein roter Stern in einem Rotfilter eine kleinere oder größere Helligkeit als in einem Blaufilter?

Zwei Sterne haben Eigenbewegungen von einer Bogensekunde pro Jahr. Stern A ist 20 Lichtjahre von der Erde entfernt und Stern B ist 10 Lichtjahre von der Erde entfernt. Welcher hat die schnellere Geschwindigkeit im Raum?

Angenommen, es gibt drei Sterne im Weltraum, die sich jeweils mit 100 km/s bewegen. Stern A bewegt sich quer (d. h. senkrecht zu) unserer Sichtlinie, Stern B bewegt sich direkt von der Erde weg und Stern C bewegt sich von der Erde weg, aber in einem 30°-Winkel zur Sichtlinie. Von welchem ​​Stern werden Sie die größte Dopplerverschiebung beobachten? Von welchem ​​Stern werden Sie die kleinste Dopplerverschiebung beobachten?

Was würden Sie einem Freund sagen, der diese Aussage gemacht hat: „Das Spektrum des sichtbaren Lichts der Sonne zeigt schwache Wasserstofflinien und starke Kalziumlinien. Die Sonne muss daher mehr Kalzium als Wasserstoff enthalten.“?

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    • Autoren: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Herausgeber/Website: OpenStax
    • Buchtitel: Astronomie
    • Erscheinungsdatum: 13.10.2016
    • Ort: Houston, Texas
    • Buch-URL: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • Abschnitts-URL: https://openstax.org/books/astronomy/pages/17-thought-questions

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    O-Typ Sterne

    Enthalten sind blaue Sterne mit Oberflächentemperaturen von 20.000 bis 35.000K. Die thermische Energie ist bei diesen Temperaturen so groß, dass der größte Teil des Oberflächenwasserstoffs vollständig ionisiert ist, sodass die Wasserstofflinien (HI) schwach sind. Unionized helium (HeI) is visible but the stronger spectra are of mulitple ionized atoms (HeII, CIII, NIII,OIII,SiV). Note the rise of the spectral curve toward the blue from the blackbody radiation curve.

    The radiation rises in intensity toward the blue end of the spectrum. The blackbody peak will be in the ultraviolet. Note that the hydrogen spectrum is seen, but it is red-shifted from its laboratory wavelength of 656 nm for the Hα absorption line.
    More detail on O-type starsStar spectral classes
    Index


    Calculating the Radius of a Star

    Calculating a star's radius is a somewhat lengthy process. You have to put together many tools that you have developed in various SkyServer projects. Even the largest star is so far away that it appears as a single point from the surface of the Earth - its radius cannot be measured directly. Fortunately, understanding a star's luminosity provides you with the tools necessary to calculate its radius from easily measured quantities.

    A star's luminosity, or total power given off, is related to two of its properties: its temperature and surface area. If two stars have the same surface area, the hotter one will give off more radiation. If two stars have the same temperature, the one with more surface area will give off more radiation. The surface area of a star is directly related to the square of its radius (assuming a spherical star).

    The luminosity of a star is given by the equation

    Where L is the luminosity in Watts, R is the radius in meters, s is the Stefan-Boltzmann constant
    (5.67 x 10 -8 Wm -2 K -4 ), and T is the star's surface temperature in Kelvin.

    The temperature of a star is related to its b-v magnitude. The table below can help you find the temperature of the star based on its b-v magnitude.


    Classifying Stars - the Hertzsprung-Russell Diagram

    There are a few hundred billion stars in our galaxy, the Milky Way and billions of galaxies in the Universe. One important technique in science is to try and sort or classify things into groups and seek out trends or patterns. Astronomers do this with stars.

    So far we have discussed the luminosity and colour or effective temperature of stars. These can be plotted to form what is one of the most useful plots for stellar astronomy, the Hertzsprung-Russell (or H-R) diagram. It is named after the Danish and American astronomers who independently developed versions of the diagram in the early Twentieth Century.

    In an H-R diagram the luminosity or energy output of a star is plotted on the vertical axis. This can be expressed as a ratio of the star's luminosity to that of the Sun L*/Lsun. Astronomers also use the historical concept of Größe as a measure of a star's luminosity. Absolute magnitude is simply a measure of how bright a star would appear if 10 parsecs distant and thus allows stars to be simply compared. Just to confuse things, the lower or more negative the magnitude, the brighter the star. By definition a star of magnitude 1 is 100 × brighter than one of magnitude 6. Our Sun has an absolute magnitude of + 4.8.

    The effective temperature of a star is plotted on the horizontal axis of an H-R diagram . One quirk here is that the temperature is plotted in reverse order, with high temperature (around 30,000 - 40,000 K) on the left and the cooler temperature (around 2,500 K) on the right. In practice astronomers actually measure a quantity called colour index that is simply the difference in the magnitude of a star when measured through two different coloured filters. Stars with a negative colour index are bluish whilst cooler orange or red stars have a positive colour index.

    The third possible scale for the horizontal axis is a star's spectral class. By splitting the light from a star through a spectrograph its spectrum can be recorded and analysed. Stars of similar size, temperature, composition and other properties have similar spectra and are classified into the same spectral class. The main spectral classes for stars range from O (the hottest) through B, EIN, F, G, K und M (coolest). Our Sun is a G-class star. By comparing the spectra of an unknown star with spectra of selected standard reference stars a wealth of information, including its colour or effective temperature can be determined.

    If we now plot a Hertzsprung-Russell diagram for a few thousand nearest or brightest stars we see the following:

    As we can see, stars do not appear randomly on the plot but appear to be grouped in four main regions. This is highly significant as it suggests that there may be some relationship between the luminosity and temperature of a star. Whilst not surprising (indeed we have already seen that a hotter star emits more energy per unit surface area than a cooler star) the relationship is complicated by the presence of these four groups. Let us examine these more closely.

    Most stars seem to fall into group A. It shows a general trend from cool, dim stars in the lower right corner up to hot, extremely bright stars in the top left corner which fits in with our expected relationship between temperature and luminosity. This group is called the Main Sequence so stars found on it are main sequence stars. Our Sun is one such example. Others include α Cen, Altair, Sirius, Achernar and Barnard's Star.

    Stars in group B are mostly 6,000 K or cooler yet more luminous than main sequence stars of the same temperature. How can this be? The reason is that these stars are much larger than main sequence stars. Although they emit the same amount of energy per square metre as main sequence stars they have have much greater surface area (area ∝ radius 2 ) the total energy emitted is thus much greater. These stars are referred to as giants. Examples include Aldebaran and Mira.

    The stars in group C are even more luminous than the giants. These are the supergiants, the largest of stars with extremely high luminosities. A red supergiant such as Betelgeuse would extend beyond the orbit of Jupiter if it replaced the Sun in our solar system.

    The final group of interest are those stars in group D. From their position on the H-R diagram we see that they are very hot yet very dim. Although they emit large amounts of energy per square metre they have low luminosity which implies that they must therefore be very small. Group D stars are in fact known as white dwarfs. Sirius B and Procyon B are examples. White dwarfs are much smaller than main sequence stars and are roughly the size of Earth. The diagram below shows the main groups labelled together with example stars in each group.

    Having identified the existence of different types of stars based on measurable properties in the next section we will explore some of their characteristics and the sources of energy in the stars.