Astronomie

Wie lässt sich die Temperatur von Sternen anhand ihrer Farbe bestimmen?

Wie lässt sich die Temperatur von Sternen anhand ihrer Farbe bestimmen?

Wie bestimmt man die Temperatur eines Sterns anhand der Farbe?


Ich glaube, du redest von Farbindex und Temperatur. Daher werde ich diesen Umstand kurz erläutern.

Der Farbindex, z. B. B-V, ist der Helligkeitsunterschied (Magnitude) des von den Filtern B und V beobachteten Lichts. (Die folgende Diskussion kann auf andere Farbindizes, z. B. U-B oder g-i, verallgemeinert werden). Filter B und V haben effektive Wellenlängen 4450 (blauer) bzw. V 5510 (röter) A (siehe Wikipedia), daher steigt B-V, wenn das Objekt rot wird. (Denken Sie daran, dass die Helligkeit negativer ist, wenn Sie heller sind). Die aus dem Farbindex abgeleitete Temperatur wird "Farbtemperatur" genannt; dies unterscheidet sich von der Schwarzkörpertemperatur oder kinetischen Temperatur oder anderen Arten von abgeleiteten Temperaturen (siehe [diese 2)].

Für die Farbtemperatur ist dies ein sehr Beobachtungsschluss. Um vom Farbindex auf die Farbtemperatur abzubilden, wird er von anderen bekannten Objekten abgeleitet. Siehe dazu Wikipedia.

Eine andere Möglichkeit, das Problem zu umgehen, besteht darin, den Farbindex in das Flussverhältnis umzuwandeln und dann die Schwarzkörperfunktion als Inferenz anzuwenden. Zum Beispiel von B-V >>> Fluss (4450A)/Fluss (5510A) >>> Schwarzkörpertemperatur entsprechend dem Flussverhältnis.


Die Farbe der Sterne

Wenn wir in einen klaren, dunklen Nachthimmel blicken, können wir einige Tausend der vielen Milliarden Sterne in unserer Milchstraße sehen. Die meisten erscheinen als schwache Punkte aus weißem Licht. Einige der helleren zeigen Farbnuancen wie Orange oder Blau. All diese Sterne sind unglaublich weit von uns entfernt. Direkte Messungen mit trigonometrischer Parallaxe zeigen, dass α Centauri, das uns neben unserer Sonne am nächsten gelegene Sternensystem, etwa 4,3 Lichtjahre entfernt ist. Dies ist viel zu weit entfernt, als dass wir es mit Raumfahrzeugen besuchen könnten. Wie ist es also möglich, Sterne im Detail zu studieren?

Die meisten Informationen, die wir über Sterne gewinnen, stammen aus dem Studium der elektromagnetischen Strahlung, die sie aussenden. Astronomen sammeln das Sternenlicht in Teleskopen und verwenden dann verschiedene wissenschaftliche Instrumente, um das Licht zu analysieren. Seit dem Ende des Zweiten Weltkriegs ist es Astronomen möglich, andere Wellenbereiche als das sichtbare Licht zu studieren. Einige Wellenbereiche wie Radio und sichtbares Licht können vom Boden aus erfolgen, andere wie Röntgen und Ultraviolett erfordern jedoch Teleskope im Weltraum, um die atmosphärische Absorption zu überwinden.

Schauen Sie sich ein reichhaltiges Sternenfeld in unserer Galaxie an:

Ein Sternenfeld in der Region Schütze mit Sternen in verschiedenen Farben.

Diese Sterne scheinen in der Farbe zu variieren, einige erscheinen weiß, andere orange, während einige bläulich sind. Dies sagt uns etwas über die Natur der einzelnen Sterne. Die Sterne scheinen auch in der Größe zu variieren. Tatsächlich sind alle diese Sterne zu weit entfernt, um als tatsächliche Scheiben gesehen zu werden, daher ist die Größenvariation in diesem Bild nur ein Hinweis auf die relative Helligkeit der Sterne, je heller sie erscheinen, desto größer das Bild.


Farbe und Temperatur

Wie wir zuvor gelernt haben, bezieht sich das Wiensche Gesetz auf die Sternfarbe und die Sterntemperatur. Blaue Farben dominieren die sichtbare Lichtleistung sehr heißer Sterne (mit viel zusätzlicher Strahlung im Ultravioletten). Auf der anderen Seite emittieren kühle Sterne den größten Teil ihrer sichtbaren Lichtenergie bei roten Wellenlängen (wobei mehr Strahlung im Infraroten abgestrahlt wird) (Abbildung (PageIndex<1>)). Die Farbe eines Sterns liefert daher ein Maß für seine intrinsische oder wahre Oberflächentemperatur (abgesehen von den Auswirkungen der Rötung durch interstellaren Staub, die in Between the Stars: Gas and Dust in Space diskutiert werden). Die Farbe hängt nicht von der Entfernung zum Objekt ab. Dies sollte Ihnen aus der täglichen Erfahrung bekannt sein. Die Farbe einer Ampel zum Beispiel erscheint gleich, egal wie weit sie entfernt ist. Wenn wir einen Stern irgendwie nehmen, beobachten und ihn dann viel weiter wegbewegen könnten, würde sich seine scheinbare Helligkeit (Größe) ändern. Aber diese Helligkeitsänderung ist für alle Wellenlängen gleich, und so würde ihre Farbe gleich bleiben.

Tabelle (PageIndex<1>): Beispiel-Sternfarben und entsprechende ungefähre Temperaturen
Sternfarbe Ungefähre Temperatur Beispiel
Blau 25.000 K Spica
Weiß 10.000 K Vega
Gelb 6000 K Sonne
Orange 4000 K Aldebaran
rot 3000 K Beteigeuze

Gehen Sie zu dieser interaktiven Simulation der University of Colorado, um zu sehen, wie sich die Farbe eines Sterns ändert, wenn sich die Temperatur ändert.

Die heißesten Sterne haben Temperaturen von über 40.000 K und die kühlsten haben Temperaturen von ungefähr 2000 K. Die Oberflächentemperatur unserer Sonne beträgt ungefähr 6000 K, ihre Spitzenwellenlänge ist leicht grünlich-gelb. Im Weltraum würde die Sonne weiß aussehen und mit ungefähr gleichen Mengen an rötlichen und bläulichen Lichtwellenlängen leuchten. Es sieht von der Erdoberfläche aus etwas gelb aus, weil die Stickstoffmoleküle unseres Planeten einige der kürzeren (d. h. blauen) Wellenlängen aus den uns erreichenden Sonnenstrahlen streuen und mehr langwelliges Licht zurücklassen. Dies erklärt auch, warum der Himmel blau ist: Der blaue Himmel ist Sonnenlicht, das von der Erdatmosphäre gestreut wird.


Wie lässt sich die Temperatur von Sternen anhand ihrer Farbe bestimmen? - Astronomie

Laut Hubble kann uns die Farbe der Sterne sagen, ob sich die Sterne von uns entfernen und wie schnell ihre Beschleunigung ist. Jetzt habe ich einen Artikel gelesen, der besagt, dass die Farbe von Sternen angibt, ob es sich um "neue" Sterne oder "alte" Sterne handelt. Was ist richtig?

Beides hat irgendwie recht. Grundsätzlich hängt die Lichtfarbe, die ein Stern aussendet, etwas mit seinem Alter zusammen, während die Lichtfarbe, die wir tatsächlich ausstrahlen beobachten von einem Stern hängt mit der Geschwindigkeit zusammen, mit der er sich in Bezug auf uns bewegt.

Sterne emittieren Farben vieler verschiedener Wellenlängen, aber die Wellenlänge des Lichts, bei der die Emission eines Sterns konzentriert ist, hängt von der Temperatur des Sterns ab – je heißer der Stern, desto blauer ist er, desto kühler ist der Stern, desto roter ist er.

Es gibt mehrere Möglichkeiten, wie dies mit dem Alter eines Sterns zusammenhängt: Die meiste Zeit des Lebens eines Sterns befindet er sich auf der "Hauptreihe", was bedeutet, dass er in seinem Zentrum eine nukleare Verbrennung von Wasserstoff und der daraus gewonnenen Energie durchmacht Prozess balanciert es gegen die Schwerkraft. Wenn ihm der Wasserstoff zum Verbrennen ausgeht, gerät der Stern aus dem Gleichgewicht und seine Größe und Temperatur können sich ändern. Bei einigen Sternen, insbesondere solchen, die sehr heiß beginnen, wird die Temperatur an diesem Punkt im Leben des Sterns tendenziell sinken und der Stern wird daher rot. Auf diese Weise sind ältere Sterne röter als junge Sterne.

Wenn wir jedoch davon sprechen, dass das Alter von Sternen mit ihrer Farbe zusammenhängt, sprechen wir oft von Sternen, die sich noch in der "Hauptreihe" befinden, da sie dort die meiste Zeit ihres Lebens verbringen. Grundsätzlich stellt sich heraus, dass je heißer (und damit blauer) ein Stern auf der Hauptreihe ist, desto schneller verbrennt er seinen Wasserstoff und desto schneller stirbt er. Wenn Sie also auf der Hauptsequenz einen blauen Stern sehen, wissen Sie, dass er relativ jung sein muss - sonst wäre er schon durchgebrannt. Aber das Gegenteil ist nicht der Fall - das heißt, nur weil Sie einen roten Stern sehen, heißt das nicht, dass er alt ist! Dies wird nützlich, wenn Sie sich eine Reihe von Sternen ansehen (z. B. alle Sterne in einer weit entfernten Galaxie). Wenn du das siehst alle die Sterne rot sind, dann können Sie daraus schließen, dass in dieser Galaxie in letzter Zeit nicht viel Sternentstehung stattgefunden hat - ansonsten würden Sie erwarten, dass Sie zufällig einige junge blaue Sterne sehen. Sie können also herausfinden, dass die Sterne in der Galaxie relativ alt sein müssen.

All dies hat mit der Lichtfarbe zu tun, die ein Stern aussendet. Wir müssen jedoch auch berücksichtigen, was mit dem Licht eines Sterns zwischen seiner Emission und unserer Beobachtung passiert. In diesem Fall gibt es einen sogenannten "Doppler-Effekt", der die Frequenz der Lichtwellen ändert - und da die Frequenz des Lichts direkt mit seiner Farbe zusammenhängt, ändert es auch die Farbe. Dies ist dem Effekt sehr ähnlich, den Sie erhalten, wenn ein Zug vorbeifährt, und sein Pfeifen geht von hoch zu tief, wenn er an Ihnen vorbeifährt. Wenn dieser Effekt auf Lichtwellen im Gegensatz zu Schallwellen angewendet wird, erscheint Licht, das von etwas, das sich von uns wegbewegt, emittiert, roter und Licht, das von etwas, das sich auf uns zubewegt, emittiert wird blauer.

Diese Seite wurde am 27. Juni 2015 aktualisiert

Über den Autor

Dave Rothstein

Dave ist ein ehemaliger Doktorand und Postdoktorand bei Cornell, der Infrarot- und Röntgenbeobachtungen und theoretische Computermodelle verwendet hat, um die Akkretion Schwarzer Löcher in unserer Galaxie zu untersuchen. Er hat auch den größten Teil der Entwicklung für die frühere Version der Site übernommen.


Wie lässt sich die Temperatur von Sternen anhand ihrer Farbe bestimmen? - Astronomie

In diesem Abschnitt werden die Ergebnisse der Verwendung der oben beschriebenen Tools vorgestellt. Um eine bessere Vorstellung davon zu bekommen, wie Sterne aussehen, gruppieren Sie sie in Gruppen. Dann können Sie sehen, wie sich die anderen Größen zwischen den verschiedenen Gruppen unterscheiden. Astronomen gruppieren Sterne anhand ihrer Temperatur in allgemeine Typen. Die Temperatur wird gewählt, weil die Farbe eines Sterns von der Temperatur abhängt und die Farbe unabhängig von der Entfernung ein leicht zu erkennendes Merkmal ist.

Die Verwendung von Farbe als Temperatursonde liefert jedoch nur eine grobe Messung der Temperatur des Sterns. Astronomen verwenden eine andere Methode, um die Temperatur genauer zu bestimmen. Es nutzt die Stärke verschiedener Absorptionslinien im Spektrum eines Sterns. Nachdem Astronomen diese Methode entwickelt hatten, begannen sie, nach Korrelationen der Temperatur mit anderen Größen wie Masse, Größe und Leuchtkraft zu suchen, in der Hoffnung, die zugrunde liegenden physikalischen Prinzipien von Sternen zu verstehen. Aber sind die Sterne, die Sie von der Erde aus leicht sehen können, typisch für andere Sterne in anderen Teilen des Universums? Sie werden sehen, wie diese wichtige Frage beantwortet werden kann.

Temperaturabhängigkeit der Absorptionslinien

Bevor Sie weiterlesen, müssen Sie die Konzepte im Atomstrukturteil des Lichtkapitels gut verstehen. Bitte lesen Sie zuerst die letzte Hälfte des Lichtkapitels, bevor Sie fortfahren, damit Sie das Folgende verstehen. Während die Temperatur die Energieniveaus eines Atoms nicht ändert – sie sind festgelegt, beeinflusst die Temperatur sicherlich, wie viele Elektronen sich in welchen Energieniveaus befinden. Die Messung der Stärke der Wasserstoffabsorptionslinien ist normalerweise der erste Schritt zur Bestimmung der Temperatur eines Sterns. Wenn der Stern zu heiß oder zu kalt ist, werden die Wasserstofflinien schwach. Um starke, dunkle Wasserstofflinien zu erzeugen, muss die Temperatur des Sterns in einem bestimmten Bereich liegen. Um eine Wasserstoffabsorptionslinie im sichtbares (optisches) Band des elektromagnetischen Spektrums, das Elektron des Atoms muss sich im zweiten Energieniveau befinden wenn es ein Photon absorbiert. Wenn die Temperatur zu hoch ist, beginnen die Elektronen der meisten Wasserstoffatome auf höheren Energieniveaus. Wenn die Temperatur zu niedrig ist, beginnen die Elektronen der meisten Wasserstoffatome aus dem Grundzustand.

Wenn die Wasserstoffatome auf hohe Temperaturen erhitzt werden, können die atomaren Stöße die Wasserstoffatome ionisieren. Wenn keine Elektronen an die Kerne gebunden sind, gibt es keine Wasserstoffabsorptionslinien. Wenn die Temperatur des Sterns zu niedrig ist, gibt es wenige Elektronen im zweiten Energieniveau. Die meisten Elektronen befinden sich im Grundzustand, da es nicht so viele Atomkollisionen gibt.

Wasserstofflinien sind bei Temperaturen = 4.000 bis 12.000 K stark. Heliumatome hängen stärker an ihren Elektronen und benötigen daher höhere Temperaturen von 15.000 bis 30.000 K, um Absorptionslinien im sichtbaren Band zu erzeugen. Calciumatome haben einen lockereren Halt an ihren Elektronen, sodass Calciumlinien für kühlere Temperaturen von 3000 bis 6000 K stark sind. Die Stärke der Absorptionslinien jedes Elements ist temperaturabhängig. Eine gegebene Stärke der Linien eines Elements gibt Ihnen entweder zwei mögliche Temperaturen für den Stern oder einen Bereich möglicher Temperaturen. Die gemeinsame Verwendung der Linienstärken von zwei oder mehr Elementen schränkt jedoch den möglichen Temperaturbereich ein. Der Querverweis auf die Linienstärken der einzelnen Elemente ergibt eine genaue Temperatur mit einer Unsicherheit von nur 20 bis 50 K. Diese Technik ist die meistens richtig Möglichkeit, die Temperatur eines Sterns zu messen.

Nutzen Sie das Astronomie-Ausbildungsprogramm der UNL Modul Wasserstoff-Energieniveaus um weiter zu untersuchen, wie sich die Anzahl der Atome in einem bestimmten Zustand (Anzahl der Elektronen in einem bestimmten Zustand) mit der Temperatur ändert (Link wird in einem neuen Fenster angezeigt).

Die aus dem kontinuierlichen Spektrum ermittelte Temperatur eines Sterns ist nicht so genau. Ein Grund dafür ist, dass einige Sterne die Spitzen ihres kontinuierlichen Spektrums außerhalb des sichtbaren Bandes haben, so dass Sie das Wiensche Gesetz (siehe Abschnitt Wiens Gesetz) nicht verwenden können, um die Temperatur zu bestimmen. Außerdem sind Sterne keine perfekten Wärmestrahler, daher gibt das Kontinuumsspektrum (Wiener Gesetz) nur eine grobe Temperatur (innerhalb einiger hundert Kelvin) an. Die für verschiedene Arten von Sternen beobachteten Spektrallinien sind in der nachstehenden Tabelle mit den Hauptreihen-Sterneigenschaften zusammengefasst.

Spektraltypen

Nach einigen Neuordnungen und Zusammenführungen einiger Klassen ist die Spektraltypsequenz jetzt OBAFGKM, wenn sie nach Temperatur. Die Sterne vom Typ O sind die heißesten Sterne und die Sterne vom Typ M sind die kühlsten. Jeder Spektraltyp ist in 10 Intervalle unterteilt, z. B. G2 oder F5, wobei 0 heißer als 1, 1 heißer als 2 usw. sind. Etwa 90% der Sterne heißen Hauptfolge Sterne. Die anderen 10% sind entweder Rote Riesen, Überriesen, Weiße Zwerge, Protosterne, Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Die Eigenschaften dieser Sterntypen werden in den folgenden Kapiteln untersucht. Die folgende Tabelle gibt einige grundlegende Eigenschaften der verschiedenen Spektralklassen von Hauptfolge Sterne. Beachten Sie die Trends in der Tabelle: Wenn die Temperatur des Hauptreihensterns steigt, nehmen Masse und Größe zu. Aufgrund der Beziehung zwischen Leuchtkraft und der Größe und Temperatur eines Sterns sind heißere Hauptreihensterne auch leuchtender als kühlere Hauptreihensterne. Es gibt jedoch Grenzen dafür, wie heiß ein Stern sein wird oder wie massiv und groß er sein kann. Zu verstehen, warum die Einschränkungen existieren, ist der Schlüssel zum Verständnis der Funktionsweise von Sternen.

Eigenschaften von Hauptreihensternen
Farbe Klasse Sonnenmassen Sonnendurchmesser Temperatur Prominente Linien
blaueste Ö 20 - 100 12 - 25 40,000 ionisiertes Helium
bläulich B 4 - 20 4 - 12 18,000 neutrales Helium, neutraler Wasserstoff
Blau Weiss EIN 2 - 4 1.5 - 4 10,000 neutraler Wasserstoff
Weiß F 1.05 - 2 1.1 - 1.5 7,000 neutraler Wasserstoff, ionisiertes Calcium
Gelb weiss G 0.8 - 1.05 0.85 - 1.1 5,500 neutraler Wasserstoff, stärkstes ionisiertes Calcium
Orange K 0.5 - 0.8 0.6 - 0.85 4,000 neutrale Metalle (Calcium, Eisen), ionisiertes Calcium
rot M 0.08 - 0.5 0.1 - 0.6 3,000 Moleküle und neutrale Metalle

Rote Riesen können bis zu 50-mal so groß wie die Sonne werden. Überriesen sind zwischen 20-mal so groß wie die Sonne für die B0-Überriesen und 1000-mal so groß wie die Sonne für die M0-Überriesen. Trotz der enormen Größe einiger Sterne ist selbst der größte Überriese nur 1/7000 Lichtjahre groß. Da Sterne sind mehrere Lichtjahre voneinander entfernt kollidieren sie nicht miteinander (auch nicht die dicken!).


Das Farbintensitätsdiagramm (CMD)

Das Color Magnitude Diagram (oder CMD) ist ein Diagramm von Beobachtungsdaten (siehe Abbildung 1), das zeigt, wie eine Population von Sternen in Bezug auf ihre Helligkeit (oder Leuchtkraft) und Farbe (oder Oberflächentemperatur) dargestellt werden kann. Die Tatsache, dass wir die Farbe eines Sterns als Maß für seine Temperatur interpretieren können, basiert auf der Idee, dass Sterne als Quellen schwarzer Körper betrachtet werden können, was uns ermöglicht, das Wiensche Gesetz zu verwenden. Mit dieser Temperatur können wir den Spektraltyp des Sterns auf der x-Achse auftragen.

Die erste Arbeit in diesem Bereich wurde 1911 von dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung durchgeführt, der ein Diagramm der Größen der Sterne gegen ihre Farben erstellte. Unabhängig davon zeigte 1913 der Amerikaner Henry Russell, dass es eine Art Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft eines Sterns und seiner Temperatur zu geben schien und dass Sterne in verschiedene Gruppen zerfielen. Ein solches Diagramm ist heute als Hertzsprung-Russell-(oder H-R-)Diagramm bekannt. Diese theoretischen Diagramme wurden seitdem für Sternpopulationen wie offene und Kugelsternhaufen und sogar für Galaxien reproduziert.

Wenn alle Sterne gleich wären, hätten alle mit der gleichen Leuchtkraft die gleiche Temperatur und wir könnten erwarten, dass heißere Sterne immer heller sind als kühlere. Das Diagramm unten legt nahe, dass Sterne bestimmte Bereiche der CMD bevölkern. Tatsächlich geht Abbildung 1 noch weiter und überlagert eine Reihe von Linien, die angeben, wo Sterne mit gleichem Radius liegen.

Abbildung 1: Ein Farbgrößendiagramm.
Bildnachweis: ESO (http://www.eso.org/public/images/)

Es scheint vier verschiedene Bereiche zu geben, in denen die Sterne liegen:

  • Ein diagonales Sternenband, das von hellen, blauen Sternen zu schwachen, roten Sternen verläuft, bekannt als die Hauptreihe
  • Ein horizontaler Streifen extrem heller Sterne mit einer Reihe von Farben von Blau bis Rot (bezeichnet einen Temperaturbereich von heiß bis kühl), bekannt als Überriesen
  • Eine Gruppe von roten Sternen, die oberhalb (so heller als) und rechts von der Hauptreihe liegen, bekannt als rote Riesen
  • Eine Gruppe extrem schwacher und normalerweise (aber nicht immer) blauer oder blau-weißer Sterne, die als Weiße Zwerge bekannt sind. Diese Sterne befinden sich sehr oft inmitten schöner Strukturen, die als planetarische Nebel bekannt sind.

Ein wirklich nützliches interaktives Applet, das zeigt, wie sich die Schwarzkörperkurven auf die Temperatur eines Sterns beziehen, wurde vom Nebraska Astronomy Applet Project (NAAP) erstellt.

Astronomen sind in der Lage, diese Diagramme von offenen Sternhaufen oder sogar jeder Population von Sternen mit einer als Photometrie bekannten Technik zu erstellen.


Warum haben Sterne verschiedene Farben?

Im Artikel Warum haben Sterne unterschiedliche Farben? Auf Universetoday.com erklärt Autor Matt Williams, warum Sterne unterschiedliche Farben zu haben scheinen. Die Farbe eines Sterns wird durch die verschiedenen Wellenlängen des Lichts bestimmt, das er aussendet. Dies wird durch die Temperatur des Sterns verursacht. Sterne können von bläulich-weiß bis orange oder rot reichen. Wenn die Temperatur eines Sterns ansteigt, nimmt die abgestrahlte Energie zu. Mit anderen Worten, je heißer ein Stern ist, desto näher ist er am blauen Ende des Lichtspektrums. Wenn wir eine Schwarzkörperkurve oder die Planck-Kurve betrachten, können wir die Leuchtkraft eines Sterns anhand der Wellenlängen und der emittierten Strahlungsenergie sehen.

Die meisten Sterne werden nach dem Morgan-Keenan-System (MK) klassifiziert, das Sterne anhand ihrer Temperatur mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M klassifiziert, wobei O der heißeste und M der kühlste ist. Bei diesem System wird eine Leuchtkraftklasse mit römischen Ziffern hinzugefügt. Diese basieren auf der Breite bestimmter Absorptionslinien im Spektrum des Sterns, die Riesensterne von Zwergen unterscheiden. Sterne durchlaufen einen evolutionären Lebenszyklus. Im Laufe der Zeit ändert sich ihre Temperatur, Größe und Farbe. Viele Sterne werden in ihrem Kern sehr dicht wachsen und sich bald zu einem roten Riesen ausdehnen. Dies bedeutet, dass ihre Temperatur abkühlt und sie am roten Ende des Lichtspektrums erscheinen.

Dieser Artikel bezieht sich auf unser siebtes konzeptionelles Ziel, ich kann erklären, wie Astronomen die Leuchtkraft, die Temperatur und die Größe von Sternen bestimmen. Bei der Übung zu Leuchtkraft, Temperatur und Größe in unserem Arbeitsbuch zur Vorlesung haben wir gelernt, dass die Leuchtkraft eines Sterns durch Erhöhung seiner Oberflächentemperatur und/oder Vergrößerung seiner Oberfläche erhöht werden kann. Die Beantwortung dieser Fragen hat dazu beigetragen, zu bestimmen, welche Sterne am blauen Ende des Lichtspektrums oder am roten Ende des Spektrums zu liegen scheinen. Es wurde auch bestimmt, welche Sterne aufgrund ihrer unterschiedlichen Temperaturen und Größen größer als andere zu sein schienen.

Es war faszinierend, diesen Artikel zu lesen. Es ging ein wenig ausführlicher darauf ein, warum Sterne sich voneinander zu unterscheiden scheinen, und der Artikel gab mehr zuordenbare Beispiele, die sich mit unserer eigenen Sonne befassen und was Milliarden von Jahren in der Zukunft passieren würde. Insgesamt habe ich diesen Artikel gerne gelesen.


Wie lässt sich die Temperatur von Sternen anhand ihrer Farbe bestimmen? - Astronomie

Laut Hubble kann uns die Farbe der Sterne sagen, ob sich die Sterne von uns entfernen und wie schnell ihre Beschleunigung ist. Jetzt habe ich einen Artikel gelesen, der besagt, dass die Farbe von Sternen angibt, ob es sich um "neue" Sterne oder "alte" Sterne handelt. Was ist richtig?

Beides hat irgendwie recht. Grundsätzlich hängt die Lichtfarbe, die ein Stern aussendet, etwas mit seinem Alter zusammen, während die Lichtfarbe, die wir tatsächlich ausstrahlen beobachten von einem Stern hängt mit der Geschwindigkeit zusammen, mit der er sich in Bezug auf uns bewegt.

Sterne emittieren Farben vieler verschiedener Wellenlängen, aber die Wellenlänge des Lichts, bei der die Emission eines Sterns konzentriert ist, hängt von der Temperatur des Sterns ab – je heißer der Stern, desto blauer ist er, desto kühler der Stern, desto roter ist er.

Es gibt mehrere Möglichkeiten, wie dies mit dem Alter eines Sterns zusammenhängt: Für die meiste Zeit des Lebens eines Sterns befindet er sich auf der "Hauptreihe", was bedeutet, dass er in seinem Zentrum eine nukleare Verbrennung von Wasserstoff und der daraus gewonnenen Energie durchmacht Prozess balanciert es gegen die Schwerkraft. Wenn ihm der Wasserstoff zum Verbrennen ausgeht, gerät der Stern aus dem Gleichgewicht und seine Größe und Temperatur können sich ändern. Bei einigen Sternen, insbesondere solchen, die sehr heiß beginnen, wird die Temperatur an diesem Punkt im Leben des Sterns tendenziell sinken und der Stern wird daher rot. Auf diese Weise sind ältere Sterne röter als junge Sterne.

Wenn wir jedoch davon sprechen, dass das Alter von Sternen mit ihrer Farbe zusammenhängt, sprechen wir oft von Sternen, die sich noch in der "Hauptreihe" befinden, da sie dort die meiste Zeit ihres Lebens verbringen. Grundsätzlich stellt sich heraus, dass je heißer (und damit blauer) ein Stern auf der Hauptreihe ist, desto schneller verbrennt er seinen Wasserstoff und desto schneller stirbt er. Wenn Sie also in der Hauptsequenz einen blauen Stern sehen, wissen Sie, dass er relativ jung sein muss - sonst wäre er schon durchgebrannt. Aber das Gegenteil ist nicht der Fall - das heißt, nur weil Sie einen roten Stern sehen, heißt das nicht, dass er alt ist! Dies wird nützlich, wenn Sie sich eine Reihe von Sternen ansehen (z. B. alle Sterne in einer weit entfernten Galaxie). Wenn du das siehst alle die Sterne rot sind, dann können Sie daraus schließen, dass in dieser Galaxie in letzter Zeit nicht viel Sternentstehung stattgefunden hat - ansonsten würden Sie erwarten, dass Sie zufällig einige junge blaue Sterne sehen. Sie können also herausfinden, dass die Sterne in der Galaxie relativ alt sein müssen.

All das hat mit der Lichtfarbe zu tun, die ein Stern aussendet. Wir müssen jedoch auch berücksichtigen, was mit dem Licht eines Sterns zwischen seiner Emission und unserer Beobachtung passiert. In diesem Fall gibt es einen sogenannten "Doppler-Effekt", der die Frequenz der Lichtwellen ändert - und da die Frequenz des Lichts direkt mit seiner Farbe zusammenhängt, ändert es auch die Farbe. Dies ist dem Effekt sehr ähnlich, den Sie erhalten, wenn ein Zug vorbeifährt, und sein Pfeifen geht von hoch zu tief, wenn er an Ihnen vorbeifährt. Wenn dieser Effekt auf Lichtwellen im Gegensatz zu Schallwellen angewendet wird, erscheint Licht, das von etwas, das sich von uns wegbewegt, ausgestrahlt wird, roter und Licht, das von etwas, das sich auf uns zu bewegt, blauer erscheint.

Diese Seite wurde am 27. Juni 2015 aktualisiert

Über den Autor

Dave Rothstein

Dave ist ein ehemaliger Doktorand und Postdoktorand bei Cornell, der Infrarot- und Röntgenbeobachtungen und theoretische Computermodelle verwendet hat, um die Akkretion Schwarzer Löcher in unserer Galaxie zu untersuchen. Er hat auch den größten Teil der Entwicklung für die frühere Version der Site übernommen.


Alles über Sterne

Ein Astronom erklärt, wie sie entstehen, warum sie zu funkeln scheinen, wie sie ihren Namen haben und vieles mehr.

Die folgenden Fragen wurden von der Astronomin Dr. Cathy Imhoff vom Space Telescope Science Institute beantwortet.

Wie entsteht ein Stern?

Es gibt mehrere Schritte bei der Bildung eines Sterns:

  • Zuerst kommt die Gas- und Staubwolke aufgrund der Schwerkraft zusammen, um einen "Protostern" zu bilden (ein heißer Klecks, der kein Stern ist, aber irgendwann ein Stern wird), der Tausende von Jahren dauert.
  • Dann wird das Zentrum des Blobs heiß genug, um sichtbares Licht abzugeben, und der größte Teil der Gas- und Staubwolke ist hineingefallen. Jetzt sieht es aus wie ein Stern. Das dauert etwa eine Million Jahre, wenn der Stern etwa die Masse (Gewicht) unserer Sonne hat.
  • Dann fällt der Rest der Gas- und Staubwolke entweder in den Stern oder wird weggeblasen, und der Stern wird aufgrund der Schwerkraft heißer und kleiner. Schließlich wird das Zentrum so heiß, dass das Wasserstoffgas beginnt, nukleare Reaktionen zu durchlaufen, um zu Helium zu werden, das die Energie liefert, damit der Stern für Milliarden von Jahren leuchten kann. Es dauert etwa 20 Millionen Jahre, bis der neue Stern diesen Punkt erreicht. Das Lustige ist, dass ein Babystar GRÖSSER ist als ein erwachsener Star!

Was sind die größten Stars?

Die größten Sterne sind als "Überriesen" bekannt. Der Stern Beteigeuze (der im Sternbild Orion steht) ist einer. Wenn Sie Beteigeuze in die Mitte unseres Sonnensystems plumpsen würden, würde es es ungefähr auf die Umlaufbahn des Jupiter ausfüllen! Rote Überriesen sind etwa 400-mal größer als unsere Sonne. Das wäre ein Durchmesser von etwa 300 Millionen Meilen, was mehr als der dreifachen Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht. Wenn die Sonne ein roter Überriese wäre, würde sie Merkur, Venus, Erde, Mars und einige Asteroiden verschlingen!

Wie oft ist Beteigeuze heißer, heller und größer als die Sonne?

Beteigeuze ist tatsächlich kühler als unsere Sonne. Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5.800 ° Kelvin (etwa 10.000 ° Fahrenheit), und Beteigeuze ist ungefähr halb so hoch, etwa 3.000 ° Kelvin (etwa 5.000 ° Fahrenheit). Deshalb ist es rot &mdash rote Sterne sind kühler als die Sonne, blau-weiße Sterne sind heißer.

Beteigeuze ist jedoch viel größer und heller. Sie ist etwa 500-mal größer als unsere Sonne. Wenn Sie Beteigeuze in unser Sonnensystem bringen, würde es Merkur, Venus, Erde und Mars verschlingen. Außerdem ist er etwa 10.000 mal heller als unsere Sonne (weil ein größerer Stern heller ist).

Wie viele Sterne sind im Weltraum?

Wir glauben, dass es in unserer Galaxie, der Milchstraße, etwa 200 Milliarden Sterne gibt. Es gibt auch Milliarden anderer Galaxien. Die Gesamtzahl der Sterne im Weltraum ist also RIESIG. Natürlich kann man sie nicht alle sehen. Die meisten von ihnen sind zu schwach, um sie außer durch ein großes Teleskop zu sehen.

Wie kommt es, dass wir in manchen Nächten Sterne sehen, wo vorher keine waren?

Ich bin mir nicht sicher, warum man in manchen Nächten Sterne sieht, wo vorher keine waren. Manchmal ist der Himmel sehr klar und Sie können schwächere Sterne sehen, während er manchmal etwas verschwommen ist und Sie nur die helleren Sterne sehen können.

Wie funkeln Sterne?

Szintillation oder das "Funkeln", das wir von Sternen am Himmel sehen, ist auf Bewegungen in der Erdatmosphäre zurückzuführen. Ich habe das schon oft durch ein Teleskop beobachtet! Es ist also sehr stark mit unserer Atmosphäre und dem Wetter verbunden.

Wenn wir einen Stern von der Erdoberfläche aus betrachten, blicken wir auch durch die verschiedenen Schichten der Atmosphäre. Luft hat verschiedene Arten von Bewegungen. Es gibt natürlich den Wind, aber er hat auch eine konvektive (sprudelnde) Bewegung, bei der heiße Lufttropfen aufsteigen, abkühlen und dann fallen, um von der warmen Erde darunter erwärmt zu werden. Die Astronomen und Ingenieure, die Teleskope bauen, sind damit bestens vertraut, denn einige dieser Teleskope sind darauf ausgelegt, die Unschärfeeffekte dieser Bewegungen zu umgehen.

Als ich am Perkins-Observatorium in Ohio beobachtete, bemerkte ich, dass sich die Szintillation (wir nennen es auch "Sehen") in einem vorhersehbaren Muster je nach Wetter änderte. Direkt nachdem eine Front passiert war, war die Atmosphäre turbulent (sprudelte viel) und das Bild des Sterns war groß und klebrig. In der nächsten Nacht war die Luft ruhiger und das Bild des Sterns sah kleiner und stabiler aus. Dies würde sich fortsetzen, bis die Zirruswolken, die vor der nächsten Front aufkamen, eintrafen. Dann war das Bild das kleinste und stabilste (die eisigen Cirruswolken bilden sich in sehr ruhiger Luft).

Warum sind Sterne so hell?

Ich denke, Sterne sind eher schwach, weil sie so weit weg sind! Die meisten Sterne sind unserer Sonne sehr ähnlich. Tatsächlich ist die Sonne ein ganz normaler Stern. Es ist viel heller als die anderen Sterne, weil es in der Nähe ist. Sogar der nächste Stern (außer der Sonne) ist sehr weit entfernt. Um Ihnen eine Vorstellung davon zu geben, wie weit es ist, können wir die Zeit vergleichen, die das Licht benötigt, um von einem Ort zum anderen zu gelangen. Licht ist sehr, sehr schnell, es legt 186.000 Meilen in einer Sekunde zurück.

Trotzdem dauert es etwa acht Minuten, bis das Licht von der Sonne zur Erde gelangt. Wie lange dauert es, bis Licht von der Sonne zum nächsten Stern gelangt? Über vier JAHRE!

Wenn Sie nachts die Sterne betrachten, sind einige näher und andere weiter entfernt. Die meisten der hellsten Sterne sind uns auch am nächsten. Je weiter der Stern entfernt ist, desto schwächer ist er.

Stimmt es, dass ein Stern ein brennender Feuerball ist?

Nein, Sterne brennen nicht, obwohl sie so aussehen. Wir sprechen manchmal davon, dass sie "brennen", was verwirrend sein kann, weil wir nicht "brennen wie im Feuer" meinen. Sterne leuchten, weil sie extrem heiß sind (deshalb gibt Feuer Licht ab &ndash weil es heiß ist). Die Quelle ihrer Energie sind Kernreaktionen, die tief im Inneren der Sterne ablaufen. In den meisten Sternen, wie unserer Sonne, wird Wasserstoff in Helium umgewandelt, ein Prozess, der Energie abgibt, die den Stern erwärmt. Das Innere ist tatsächlich Millionen Grad heiß, extrem heiß! Das wärmt die äußeren Schichten des Sterns, der Wärme und Licht abgibt.

Etwas, das brennt, wie das Holz in einem Kamin, benötigt zum Verbrennen Sauerstoff. Die Temperatur eines solchen Feuers ist heiß, aber nicht so heiß wie ein Stern!

Wie sehen die Sterne aus der Nähe aus?

Wussten Sie, dass unsere Sonne ein Stern ist? Es ist eine ziemlich gewöhnliche, normale Art von Star. So sieht ein Stern aus der Nähe aus. Einige Sterne sind größer, andere kleiner, einige sind heißer (und sehen bläulich-weiß aus) und einige sind kühler (und können gelb, orange oder rot aussehen).

Wie ist ein Babystar?

Babysterne werden in großen, dunklen Gas- und Staubwolken geboren. Sie beginnen alle in diese Wolken gehüllt, wie Decken, die sie schützen. Aber es gibt eine Sache über Babystars, die Sie vielleicht nicht erwarten. Sie fangen GROSS an und werden mit zunehmendem Alter kleiner! Das liegt daran, dass die Babysterne aus diesen Wolken gebildet werden und die Schwerkraft sie zusammenzieht, um einen Stern zu bilden. Der Babystern beginnt groß und kühl, umgeben von Wolken, sodass Sie ihn nicht sehen können. Aber mit zunehmendem Alter wird es heißer und heller. Die Wolken werden weggeblasen und dann sieht man den Babystern (jetzt eher wie ein "Kleinkind").

Woher bekommen "junge" Sterne ihre Energie, wenn noch keine Kernfusion stattgefunden hat? Wann ist es endlich soweit?

Junge Sterne beziehen ihre Energie aus der Schwerkraft. Sie ziehen sich langsam zusammen, und wenn sie sich zusammendrücken, entsteht Energie, die als Licht abgestrahlt wird. Sobald das Zentrum des Sterns heiß und dicht genug ist (Millionen Grad!), kann die Kernfusion beginnen. Ein Stern von der Größe unserer Sonne braucht etwa 20 Millionen Jahre, um diesen Punkt zu erreichen. Sobald die Kernfusion beginnt, kann der Stern etwa 10 Milliarden Jahre lang leuchten.

Woran erkennt man, wie alt ein Stern ist?

Es ist nicht einfach, das Alter für einen Stern zu bestimmen. Hier sind zwei Methoden, die wir verwenden:

Die erste Methode besteht darin, das Spektrum des Sterns zu betrachten (das entsteht, wenn wir das Licht des Sterns in die verschiedenen Farben wie einen Regenbogen verteilen). Mit speziellen Instrumenten können wir dunkle Linien im Spektrum finden, die den Elementen in einem Stern entsprechen. The element lithium can be used to get an age for a star because the amount of lithium in a star decreases with time. This is because it gets converted to other elements by nuclear reactions. So if we can measure the amount of lithium in the star, we can get its age (the less lithium, the older the star).

The second method is to find the age of a cluster, or group, of stars. Many stars form together in clusters, so they all have the same age. We know from our calculations that very big, massive stars burn up their nuclear fuel very fast and have short lifetimes, while smaller stars use up their fuel much more slowly and can continue giving off light for much longer. By looking at the various stars in the cluster we can see which ones have used up their fuel (and become red giants) and which ones are still shining as usual. Then we can figure out that all the stars in the cluster must be the same age as the age of the stars that just recently used up their nuclear fuels. For instance, if all the stars that are greater than three times as massive as our sun have run out of nuclear fuel and have become red giants, then we know that all the stars in the cluster are 500 million years old.

Why are some stars brighter than the sun?

Well of course here on Earth we see the sun brighter than anything else! That is because the sun is so much closer than the other stars.

But if you could line up a bunch of stars, including our sun, all at the same distance, you would see that some stars are brighter and some are fainter than our sun. The biggest, heaviest stars can make more energy and shine more brightly than the sun. The smaller, lighter stars make less energy and shine less brightly than our sun. So it all depends on how big and heavy a star is.

How are stars in a nebula formed?

It's all due to gravity. The nebula consists of gases, mostly hydrogen, and also dust. The dust is just what you would expect, tiny rocky particles. If the nebula is cold and dark, denser blobs can form in it. Those blobs have gravity and can put surrounding gas and dust into them. As they get bigger, they have stronger gravity and can pull more and more gas and dust to them.

The inner layers of gas and dust start to warm from the pressure of the gas and dust above. The dust is vaporized and turned into gas. When the inner gases get hot enough, the blob &mdash now a protostar, or very young star &mdash begins to glow. At first it can be seen only in infrared light, but as it warms up and brightens it can be seen as a red star. Now the star's heat and light blows away the surrounding gas and dust, and the new star can finally be seen in the nebula.

Can a nebula form two stars at a time?

It sure can. In fact over half the stars in the sky are actually binary (or triple) stars, in which two (or three) stars formed together and are in orbit around each other. In addition, stars tend to form in large groups within huge dark clouds of gas and dust. There can be hundreds of stars forming in these big dark clouds.

How did stars get the name "stars"?

People have seen the stars overhead for thousands of years. Even though they didn't know what they were (or had some odd ideas about that!), they had a name for them. The ancient Greeks said "aster" (from which we get the word astronomy), while the Romans said "stella." Our word star comes from the Old German word for star, which was sterno (the modern German word for star is stern).

Why are stars given names?

We give stars names so we can talk about them with each other. This is just like giving people names, so you can call your classmate "John" instead of "red-haired boy with freckles wearing blue jeans."

The brightest stars have names that were originally Arabic in origin. For instance, the star Betelgeuse's name means "armpit" (it is in the constellation of Orion, the hunter, at his armpit).

Stars are listed in catalogs that give information like the position (in coordinates similar to latitude and longitude on the earth), the brightness of the star, its color, and so on. For instance, we often use the Henry Draper catalog designation such as HD 7762 (for star number 7762 in that catalog). There are lots of catalogs with all kinds of names. Some stars are listed in more than one catalog, so they have more than one name.

How did they come up with the names for the constellations?

In ancient times, people looked up at the stars and picked out patterns that they saw. They often associated these patterns with pictures from the stories that they told. Most of the constellations that we use today come from the ancient Romans, and they depict many of the people and animals from their myths.

Why did they choose to call them constellations?

The word constellation means "with" (con) "stars" (stella), and comes from the Latin word constellatio.

How fast does a shooting star go?

As you probably know, a "shooting star" is actually a meteor, a tiny bit of rock in space. Meteors are moving very fast, which is why they burn up when they hit our earth's atmosphere and make a nice, bright "shooting star." Once meteors hit Earth's atmosphere they are traveleling at least 25 miles per hour. But some go as fast as 160,000 miles an hour!

What instruments do you use to study these stars?

The instrument I have used the most to study baby stars is an astronomy satellite called the International Ultraviolet Explorer spacecraft. I studied the ultraviolet light from my baby stars with it for many years to try to understand how they behave. Ultraviolet light is absorbed by the earth's atmosphere, so the only way to measure it is by using a satellite.

How exactly do astronomers use spectroscopes and what do they tell about stars?

Spectroscopes are a very important tool used by astronomers. As you probably realize, astronomers must rely on the light that we can measure from the various astronomical objects. We can't put a star into a laboratory!

The spectrum of a star can tell us the temperature, size, and composition of the star. It can also tell us how fast it is moving. If there are two stars in orbit around each other, a series of measurements can be used to get their masses (weights). We can tell if the star has strong magnetic fields. Sometimes we can get the age of the star. Most of what we know about stars has been learned from their spectra!

How many colors of stars are there and what do they mean?

Stars come in colors from red, orange, yellow, white, bluish-white, and blue. The color depends on how hot the star is. A red star is the coolest, but still is about 5,000° Fahrenheit! Our sun is yellowish-white and the surface is about 10,000° Fahrenheit. The hottest stars are blue, and can be as hot as 200,000,000° Fahrenheit at their core!

Could a star connect to another star?

Yes, sometimes it happens. For instance, two stars may start out as a pair in orbit around each other. Then the heavier star (which ages faster) may become a red giant star, expanding big enough that the outer layers are close to the second star. Then some of the gas in the outer parts of the red giant may get pulled by the second star's gravity and get pulled onto the second star. If the red giant expands large enough and the second star is close enough, it could even end up inside the red giant star!

What is a brown dwarf star?

A brown dwarf is a very small star, so small that it can't produce energy through nuclear reactions the way the normal stars do. It glows mostly in infrared light (I guess that's where they came up with the "brown" part, actually it would look deep red to us) and is not as bright as other stars. During its long lifetime, it slowly contracts, gives off infrared light, and gets dimmer and dimmer.

How long does it take a white dwarf star to change to a black dwarf star?

It takes a long time &mdash several billion years &mdash for a white dwarf star to completely cool and become a "black dwarf."

If a person mapping the earth is a cartographer, is there a specific name for a person who draws constellations?

A cartographer makes maps, and I think it doesn't matter what the map is of. So they can make maps of the earth, the moon, Mars, and the constellations too.

What is the North Star?

The North Star is known as Polaris, or alpha Ursae Minoris (the brightest star in the constellation Ursa Minor, the "Little Bear," also known as the "Little Dipper"). It is the closest bright star to the direction of the earth's North Pole, although it isn't exactly at the North Pole. You may know that the direction of the earth's North Pole changes with time, as the earth very slowly wobbles in a circle every 26,000 years. Thousands of years ago, other stars were near the North Pole instead of Polaris!

Polaris is a yellow supergiant star. It is a little hotter than our sun, and much bigger and brighter. It is also a star near the end of its life. In fact it has a little variable in its brightness, because it is a little unstable (so it pulses, but it won't explode). It varies in brightness by about ten percent every four days. It is about 430 light-years away.

What are some legends about the North Star?

For many hundreds of years, Polaris has been well known as a guide pointing to the North Pole. It has had various names along these lines &mdash the Lodestar, the Steering Star, the Pivot Star, and the Ship Star. The North Star has often been used as a symbol for constancy and faithfulness. In ancient times, it was thought to lie at the point around which the earth spins &mdash as if there were actually a spindle through the earth that stuck into the sky. The Chinese thought that the star was at the top of the heavenly Mountain of the World at the North Pole. In India, the great temples depict the Cosmic Mountain.

But here's a funny thing. In ancient times, the star we call the North Star was NOT the star closest to the North Pole. Beta Ursae Minoris was (the second brightest star), and in those times people called THAT star the North Star instead of Polaris.


How can the temperature of stars can be determined by their color? - Astronomy

    Binary Stars
    A large percentage of stars come in pairs or even larger bunches.
    This is the easiest way for the original cloud to shrink and still conserve angular momentum.
    Binary stars are observed in several ways:
      Optical double. An illusion, not really binary. One is actually far behind the other.

    There are also some single events, like nova and supernova in which a star suddenly brightens.
    Brightness may increase a few magnitudes or many magnitudes for several days.
    They eventually die back down. They often leave behind large clouds of gas and dust.

    So, for example, consider the star Kruger 60: MObs = 9.7 at a distance of about 4 pc.
    Find the absolute magnitude of Kruger 60, MAbs .

    At the standard distance of 10 pc, Kruger 60 would be 2.5 x as far away or 1/2.5 2 th as bright.
    Therefore the absolute magnitude would be 2 magnitudes more (since more is dimmer!).
    MAbs = 9.7 + 2 = 11.7

    On the other hand, if we can determine both MAbs and MObs we can calculate the distance:


    For example, Sirius has an observed magnitude of -1.5 and an absolute magnitude of +1.4 .
    Find the distance to Sirius.

    With greater precision and reliability, temperature is also judged by the spectral class.
    From hot to cool, the spectral classes are O B A F G K M.

    The resulting temperatures range from 2000K (barely red, class M) to 50,000K (blue, class O).
    In between we have stars like our sun, a yellowish G2 star with a temperature of 5780K.

    • I, II, III, and IV are red giants. Brighter because greater diameter makes greater area.
    • V are ordinary dwarfs, or main sequence stars. Most stars are along this band.
      This appears to be where stars spend most of their productive life span.
    • White dwarfs are much dimmer because they are much smaller.
      They appear to be dying embers of stars which can no longer do nuclear fusion.

    But the effect of temperature is more complicated.
    Many lines increase with temperature, as more electrons get up to the right energy level.
    But with further temperature increase, electrons arre bumped up too high and the lines fade away.
    By studying each element in the lab, we find how temperature affects each spectral line.

    Then we use fancy computer programs to find the right combination of abundance of elements,
    temperature and pressure which gives the same spectrum which we measure from a star.


    Watch the video: 1c - Om stjerners liv (Dezember 2021).