Astronomie

Welche Farbe hat ein roter Zwergstern?

Welche Farbe hat ein roter Zwergstern?

Ich habe kürzlich gelesen, dass ein roter Zwergstern tatsächlich weiß aussehen könnte. Mir ist klar, dass die Oberflächentemperatur des Roten Zwergs zwischen 2.500 und 3.500 Grad K im Vergleich zu 5.778 für unsere Sonne sehr groß ist. Metall bei 2.500 Grad K ist fast weißglühend mit nur Spuren von Gelb. Gilt das auch für 93% Wasserstoff 7% Helium? Wäre die Farbe roter Zwergsterne aufgrund unserer Sicht eher gelb/weiß als rot, wenn wir nah genug wären, um einen guten Blick zu bekommen?


Das Spektrum ist natürlich stark in Richtung roter Wellenlängen gewichtet, aber Ihre Antwort hat hauptsächlich mit der Physiologie des Auges zu tun, nicht mit der Astrophysik.

Diese Stelle hat stellare Spektren durch die entsprechende Reaktion gefaltet und ist für M-Zwerge zu "orange-ish" gekommen.

Ein "weißglühendes" Stück Metall ist nicht wirklich weiß. Sonnenlicht erscheint weiß - ein Schwarzkörperspektrum bei etwa 5800 K. Die Zusammensetzung spielt keine große Rolle, obwohl das Spektrum des erhitzten reinen Metalls wahrscheinlich näher an einem Schwarzkörper ist als an einem M-Zwerg. Ich vermute, dass das Auge von einem großen Photonenstrom überwältigt wird, wenn die Leute von "weißem heißem Metall" sprechen. Das intrinsische Spektrum ist eindeutig nicht das eines "weißen" Objekts (wie Sonnenlicht). Es könnte jedoch sein, dass der Emissionsgrad im roten Teil des sichtbaren Spektrums etwas niedriger ist, so dass, wenn zumindest etwas grün/blaues Licht erzeugt wird (erinnern Sie sich daran, dass der Wien-Schwanz ein exponentieller Abfall auf der Seite der kurzen Wellenlängen ist), dass die Die Farbsinneszellen des Auges können ausreichend getriggert werden, um zu täuschen, dass das Licht weiß ist. So oder so, das ist Physiologie, nicht Astrophysik.

Nachtrag: Die meisten Menschen können die orangefarbene Farbe von M-Sternen wie Beteigeuze und Antares erkennen. Dies sind (Super-)Riesen, aber ihre Spektren unterscheiden sich nicht so sehr von M-Zwergen.


Die scheinbare Farbe eines Schwarzkörperstrahlers in einem CIE-Farbdiagramm wird durch die Plancksche Ortskurve angegeben. Ein reines Schwarzkörperspektrum für eine gegebene Temperatur, das durch die standardisierte Reaktion des menschlichen Auges läuft, entspricht einem Punkt entlang des Planckschen Orts.

Natürlich sind weder Sterne noch Metall perfekte Schwarzkörperstrahler, daher kann die Farbe bei Verwendung eines echten Spektrums etwas anders sein, aber ich denke, es sollte Ihnen eine Antwort geben, die ziemlich nahe kommt.

Das folgende Diagramm (von der Wikipedia-Seite zum Planckschen Ort) zeigt den Planckschen Ort als Kurve von 1000 K bis unendlich. Wie Sie sehen können, ist sie bei etwa 5800 K, der Temperatur unserer Sonne, ziemlich weiß. Bei 2500 K sieht es für mich wie eine orange-gelbe Farbe aus, wobei 3500 K eine leuchtend gelbe, fast weiße Farbe ergeben.

Das $D_{xx}$ Punkte repräsentieren verschiedene Tageslichtstandards. Wie Sie sehen, sind sie dem Planckschen Ort ziemlich nahe, obwohl ich nicht weiß, ob sich ein Zwergstern mehr oder weniger vom Planckschen Ort unterscheiden würde als unsere Sonne.

Die geraden Teilstriche entlang der Kurve sind für Ihre Frage nicht wirklich relevant, dienen aber zur Berechnung der korrelierten Farbtemperatur. Im Wesentlichen, wenn Sie eine Lichtquelle wie eine LED haben, können Sie deren (u, v)-Koordinate finden, und die Linie, entlang derer sie liegt, ist die ungefähre Farbtemperatur dieser Lichtquelle, die Sie auf die Schachtel legen, um sie in einem Geschäft zu verkaufen.


Rote Zwerge: Die häufigsten und langlebigsten Sterne

Rote Zwergsterne bilden die größte Population von Sternen in der Galaxie, aber sie verstecken sich im Schatten, zu dunkel, um mit bloßem Auge von der Erde aus gesehen zu werden. Ihre begrenzte Ausstrahlung trägt dazu bei, ihre Lebensdauer zu verlängern, die weit über der der Sonne liegt.

Wissenschaftler gehen davon aus, dass 20 der 30 erdnahen Sterne rote Zwerge sind. Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist ein Roter Zwerg.

Der Begriff "Roter Zwerg" bezieht sich nicht auf eine einzige Sternart. Es wird häufig auf die kühlsten Objekte angewendet, darunter K- und M-Zwerge – die echte Sterne sind – und Braune Zwerge, die oft als „fehlgeschlagene Sterne“ bezeichnet werden, weil sie in ihren Kernen keine Wasserstofffusion aufrechterhalten.

"Es gibt keine wahre Definition von Roten Zwergen", sagte der Astronom Michaeumll Gillon von der Universität Lüttich in Belgien gegenüber Space.com per E-Mail. Gillon, der stellare Objekte am kühleren Ende des Spektrums untersucht, war Teil des Teams, das den ultracoolen Stern TRAPPIST-1 identifizierte. Roter Zwerg "bezieht sich im Allgemeinen auf Zwergsterne mit einem Spektraltyp von K5V bis M5V", sagte Gillon.


Wolf 359 – ein roter Zwergstern

Wolf 359 ist ein schwacher roter Zwerg, der sich nur 7,86 Lichtjahre entfernt im Sternbild Löwe befindet. Es ist ein roter Zwergstern im Sternbild Löwe, nahe der Ekliptik. Er ist einer der sonnennächsten Sterne. In einer Entfernung von etwa 7,9 Lichtjahren von der Erde hat es eine scheinbare Helligkeit von 13,54 und ist nur mit einem großen Teleskop zu sehen. Wie rote Zwergsterne am Nachthimmel der Erde ist der Stern viel zu dunkel, um mit bloßem menschlichen Auge sichtbar zu sein.

Wolf 359 ist ein extrem schwacher Stern, der nach Alpha Centauri 3 und Barnards Stern der drittnächste an Sol ist. Es ist einer der sonnennächsten Sterne, nur das Alpha Centauri-System (einschließlich Proxima Centauri), Barnard’s Star und die Braunen Zwerge Luhman 16 und WISE 0855-0714 sind bekanntermaßen näher. Er befindet sich nur etwa 7,8 Lichtjahre entfernt im östlichen zentralen Teil des Sternbildes Löwe, der Löwe – südlich von Chertan oder Coxa (Theta Leonis). Seine Nähe zur Erde hat zu seiner Erwähnung in mehreren Romanen geführt. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 13,54 ist es für das bloße Auge unsichtbar und nur in größeren Teleskopen zu sehen.

Wolf 359 war der primäre des Wolf-Systems. Dieses etwa acht Lichtjahre von Sol entfernte System befand sich im Alpha-Quadranten.

Max (Maximilian Franz Joseph Cornelius) Wolf (1863-1932), ein Pionier der Astrofotografie, entdeckte Hunderte von veränderlichen Sternen und Asteroiden sowie etwa 5.000 Nebel, indem er fotografische Platten analysierte und 1880 die “Trockenplatte” entwickelte und der “blinkkomparator” im Jahr 1900 bei der Jenaer Optikfirma Carl Zeiss entdeckte seine hohen Eigenbewegungen fotografisch.

Wolf 359 ist einer der lichtschwächsten und massearmen Sterne, die jemals entdeckt wurden. Die Photosphäre oder lichtemittierende Schicht hat eine Temperatur von etwa 2.800 K, die niedrig genug ist, damit sich chemische Verbindungen bilden und überleben können. Im Spektrum wurden Absorptionslinien von Verbindungen wie Wasser und Titan(II)-oxid beobachtet. Wenn Wolf 359 unsere Sonne, Sol, ersetzen sollte, würde ein Beobachter auf der Erde ein Teleskop benötigen, um ihre runde Form klar zu sehen, und das Tageslicht wäre sehr schwach, nur zehnmal heller als das Vollmondlicht mit Sol.

Vor kurzem wurde das Hubble-Weltraumteleskop verwendet, um nach schwachen Begleitern von Wolf 359 zu suchen. Das Magnetfeld auf der Oberfläche ist stärker als das durchschnittliche Magnetfeld auf der Sonne. Wolf 359 ist ein Flare-Stern, der aufgrund von magnetischer Aktivität, die durch Konvektion verursacht wird, eine kurze Zunahme der Leuchtkraft erfahren kann. Weltraumteleskope haben starke Ausbrüche von Röntgen- und Gammastrahlung von diesen Flares beobachtet. Wolf 359 ist ein junger Stern, der weniger als eine Milliarde Jahre alt ist. Es werden zwei planetare Begleiter vermutet, aber noch keine Trümmerscheiben entdeckt.


Inhalt

Im Jahr 2016 organisierte die Internationale Astronomische Union eine Working Group on Star Names (WGSN) [19], um Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Die WGSN hat den Namen genehmigt Barnards Stern für diesen Stern am 1. Februar 2017 und er ist jetzt in der Liste der von der IAU genehmigten Sternnamen enthalten. [20]

Barnards Stern ist ein Roter Zwerg vom schwachen Spektraltyp M4, und er ist zu schwach, um ohne Teleskop zu sehen. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 9,5.

Mit einem Alter von 7 bis 12 Milliarden Jahren ist Barnards Stern erheblich älter als die 4,5 Milliarden Jahre alte Sonne und könnte zu den ältesten Sternen der Milchstraße gehören. [11] Barnards Stern hat viel Rotationsenergie verloren, und die periodischen leichten Änderungen seiner Helligkeit deuten darauf hin, dass er sich einmal in 130 Tagen dreht [10] (die Sonne dreht sich in 25). Aufgrund seines Alters wurde Barnards Stern lange Zeit als ruhend in Bezug auf die stellare Aktivität angenommen. 1998 beobachteten Astronomen einen intensiven stellaren Flare, der zeigte, dass Barnards Star ein Flare-Stern ist. [21] Barnards Stern hat die variable Sternbezeichnung V2500 Ophiuchi. Im Jahr 2003 präsentierte Barnard's Star die erste nachweisbare Änderung der Radialgeschwindigkeit eines Sterns, die durch seine Bewegung verursacht wird. Eine weitere Variabilität der Radialgeschwindigkeit von Barnards Stern wurde seiner stellaren Aktivität zugeschrieben. [22]

Die Eigenbewegung von Barnards Stern entspricht einer relativen Quergeschwindigkeit von 90 km/s. Die 10,3 Bogensekunden, die er jährlich zurücklegt, entsprechen einem Viertelgrad in einem Menschenleben, etwa dem halben Winkeldurchmesser des Vollmonds. [16]

Die Radialgeschwindigkeit von Barnards Stern in Richtung Sonne wird von seiner Blauverschiebung zu -110 km/s gemessen. Zusammen mit seiner Eigenbewegung ergibt dies eine Raumgeschwindigkeit (tatsächliche Geschwindigkeit relativ zur Sonne) von -142,6 ± 0,2 km/s. Barnards Stern wird sich der Sonne um 11.800 n. Chr. am nächsten kommen, wenn er sich auf etwa 3,75 Lichtjahre nähert. [6]

Proxima Centauri ist der Sonne am nächsten und befindet sich derzeit 4,24 Lichtjahre von ihr entfernt. Obwohl Barnards Stern um 11.800 n. Chr. noch näher an der Sonne vorbeifliegt, wird er dann jedoch immer noch nicht der nächste Stern sein, da Proxima Centauri zu diesem Zeitpunkt in noch größere Nähe zur Sonne gerückt sein wird. [23] Zum Zeitpunkt des nächsten Passierens des Sterns an der Sonne wird Barnards Stern noch zu dunkel sein, um mit bloßem Auge gesehen zu werden, da seine scheinbare Helligkeit bis dahin nur um eine Größenordnung auf etwa 8,5 zugenommen hat und immer noch 2,5 beträgt Größenordnungen, die mit bloßem Auge nicht sichtbar sind.

Barnards Stern hat eine Masse von etwa 0,14 Sonnenmassen ( M ), [6] und einem Radius von 15 bis 20 % des Sonnenradius. [9] [24] Obwohl Barnards Stern also ungefähr die 150-fache Masse von Jupiter (M J), sein Radius ist aufgrund seiner viel höheren Dichte nur 1,5 bis 2,0 mal größer. Seine effektive Temperatur beträgt 3.100 Kelvin und es hat eine visuelle Leuchtkraft von 0,0004 Sonnenleuchtkräften. [9] Barnards Stern ist so schwach, dass er bei gleicher Entfernung von der Erde wie die Sonne nur 100-mal heller erscheinen würde als ein Vollmond, vergleichbar mit der Helligkeit der Sonne bei 80 astronomischen Einheiten. [25]

Barnard's Star hat 10–32 % der solaren Metallizität. [3] Metallizität ist der Anteil der stellaren Masse, der aus Elementen besteht, die schwerer als Helium sind, und hilft, Sterne im Verhältnis zur galaktischen Bevölkerung zu klassifizieren. Barnards Stern scheint typisch für die alten Sterne der Roten Zwergpopulation II zu sein, jedoch sind dies auch im Allgemeinen metallarme Halosterne. Die Metallizität von Barnards Stern ist zwar subsolar, aber höher als die eines Halo-Sterns und entspricht dem unteren Ende des metallreichen Scheibensternbereichs, was zusammen mit seiner hohen Raumbewegung zur Bezeichnung "Zwischenpopulation II-Stern" geführt hat “, zwischen einem Halo und einem Scheibenstern. [3] [22] Obwohl einige kürzlich veröffentlichte wissenschaftliche Arbeiten viel höhere Schätzungen für die Metallizität des Sterns gegeben haben, die sehr nahe am Sonnenstand liegt, zwischen 75 und 125% der Sonnenmetallizität. [26] [27]

Das Planetensystem Barnards Star [18]
Begleiter
(in der Reihenfolge vom Stern)
Masse Große Halbachse
(AU)
Umlaufzeit
(Tage)
Exzentrizität Neigung Radius
b (umstritten [28] ) ≥ 3.23 ± 0.44 M 0.404 ± 0.018 232.80 +0.38
−0.41
0.32 +0.1
−0.15

Im November 2018 gab ein internationales Astronomenteam die Entdeckung eines Supererde-Kandidaten bekannt, der in relativer Nähe zu Barnards Stern kreist. Unter der Leitung von Ignasi Ribas aus Spanien lieferte ihre Arbeit, die über zwei Jahrzehnte der Beobachtung durchgeführt wurde, starke Beweise für die Existenz des Planeten. [18] [29] Die Existenz des Planeten wurde jedoch im Jahr 2021 in Frage gestellt, da das Radialgeschwindigkeitssignal mit der Planetenumlaufperiode in neueren Daten anscheinend verschwunden ist. [28]

Der Planet, der Barnards Stern b genannt wird, wurde in der Nähe der Schneegrenze des Sternsystems gefunden, die ein idealer Ort für die eisige Anlagerung von protoplanetarem Material ist. Es umkreist alle 233 Tage bei 0,4 AE und hat eine vorgeschlagene Masse von 3,2 M . Der Planet ist höchstwahrscheinlich kalt, mit einer geschätzten Oberflächentemperatur von etwa −170 °C (−274 °F) und liegt außerhalb der mutmaßlichen bewohnbaren Zone von Barnard Star. Es sind jedoch weitere Arbeiten zur Atmosphäre des Planeten erforderlich, um die Oberflächenbedingungen besser zu verstehen. Direkte Abbildungen des Planeten und seiner verräterischen Lichtsignatur sind im Jahrzehnt nach seiner Entdeckung möglich. Weitere schwache und unerklärte Störungen im System deuten darauf hin, dass es noch weiter draußen einen zweiten Planetenbegleiter geben könnte. [30]

Vorherige planetare Ansprüche Bearbeiten

Ein Jahrzehnt lang, von 1963 bis etwa 1973, akzeptierte eine beträchtliche Anzahl von Astronomen die Behauptung von Peter van de Kamp, dass er mit Hilfe von Astrometrie eine Störung in der Eigenbewegung von Barnards Stern entdeckt habe, die mit einem oder mehreren vergleichbaren Planeten übereinstimmt Masse mit Jupiter. Van de Kamp hatte den Stern seit 1938 beobachtet und zusammen mit Kollegen am Sproul-Observatorium des Swarthmore College versucht, winzige Abweichungen von einem Mikrometer in seiner Position auf fotografischen Platten zu finden, die mit Bahnstörungen übereinstimmen, die auf einen Planetenbegleiter hindeuten, an dem so viele beteiligt waren als Mittelwertbildung von zehn Personen beim Betrachten von Platten, um systemische Einzelfehler zu vermeiden. [32] Van de Kamps erster Vorschlag war ein Planet mit etwa 1,6 M J in einer Entfernung von 4,4 AE in einer leicht exzentrischen Umlaufbahn, [33] und diese Messungen wurden anscheinend in einer Arbeit von 1969 verfeinert. [34] Später in diesem Jahr schlug Van de Kamp vor, dass es zwei Planeten mit 1,1 und 0,8 M . gab J. [35]

Andere Astronomen wiederholten daraufhin Van de Kamps Messungen, und 1973 untergruben zwei Veröffentlichungen die Behauptung eines Planeten oder Planeten. George Gatewood und Heinrich Eichhorn an einem anderen Observatorium und mit neueren Plattenmesstechniken konnten den planetarischen Begleiter nicht verifizieren. [36] Eine weitere Veröffentlichung von John L. Hershey vier Monate zuvor, ebenfalls unter Verwendung des Swarthmore-Observatoriums, fand heraus, dass Veränderungen im astrometrischen Feld verschiedener Sterne mit dem Zeitpunkt der Anpassungen und Modifikationen korrelierten, die an der Objektivlinse des Refraktorteleskops vorgenommen worden waren [37] Der behauptete Planet wurde einem Artefakt aus Wartungs- und Aufrüstungsarbeiten zugeschrieben. Die Affäre wurde im Rahmen einer breiteren wissenschaftlichen Überprüfung diskutiert. [38]

Van de Kamp räumte nie einen Fehler ein und veröffentlichte noch 1982 eine weitere Behauptung über die Existenz zweier Planeten [39] er starb 1995. Wulff Heintz, Van de Kamps Nachfolger in Swarthmore und Experte für Doppelsterne, stellte seine Erkenntnisse in Frage und begann Veröffentlichung von Kritiken ab 1976. Aus diesem Grund sollen sich die beiden Männer entfremdet haben. [40]

Verfeinerung der planetaren Grenzen Bearbeiten

In den mehr als vier Jahrzehnten zwischen van de Kamps abgelehntem Anspruch und der endgültigen Ankündigung eines Planetenkandidaten wurde Barnards Stern sorgfältig untersucht und die Masse- und Umlaufbahngrenzen für mögliche Planeten wurden langsam verschärft. M-Zwerge wie der Barnard-Stern sind in dieser Hinsicht leichter zu untersuchen als größere Sterne, da ihre geringeren Massen Störungen offensichtlicher machen. [41]

Null-Ergebnisse für planetarische Begleiter wurden während der 1980er und 1990er Jahre fortgesetzt, einschließlich interferometrischer Arbeiten mit dem Hubble-Weltraumteleskop im Jahr 1999. [43] Gatewood konnte 1995 zeigen, dass Planeten mit 10 M J um Barnards Stern herum unmöglich waren, [38] in einem Artikel, der dazu beitrug, die negative Gewissheit bezüglich planetarischer Objekte im Allgemeinen zu verfeinern. [44] Im Jahr 1999 schloss die Hubble-Arbeit außerdem planetarische Begleiter von 0,8 M . aus J mit einer Umlaufzeit von weniger als 1.000 Tagen (die Umlaufzeit von Jupiter beträgt 4.332 Tage), [43] während Kuerster 2003 feststellte, dass innerhalb der bewohnbaren Zone um Barnards Stern Planeten mit einem "M Sünde ich" Wert [Anmerkung 1] größer als das 7,5-fache der Erdmasse ( M ) oder mit einer Masse von mehr als dem 3,1-fachen der Masse von Neptun (viel niedriger als van de Kamps kleinster Vorschlagswert). [22]

Im Jahr 2013 wurde ein Forschungspapier veröffentlicht, das die Grenzen der Planetenmasse für den Stern weiter verfeinerte. Mit Radialgeschwindigkeitsmessungen, die über einen Zeitraum von 25 Jahren von den Lick- und Keck-Observatorien aufgenommen wurden, und der Monte-Carlo-Analyse sowohl für kreisförmige als auch für exzentrische Umlaufbahnen wurden die oberen Massen für Planeten bis zu 1.000-Tage-Umlaufbahnen bestimmt. Planeten über zwei Erdmassen in Umlaufbahnen von weniger als 10 Tagen wurden ausgeschlossen, und auch Planeten mit mehr als zehn Erdmassen auf einer Umlaufbahn von zwei Jahren wurden souverän ausgeschlossen. Es wurde auch entdeckt, dass die bewohnbare Zone des Sterns keine Planeten von ungefähr erdmasse oder größer zu sein schien, abgesehen von direkten Umlaufbahnen. [45] [46]

Obwohl diese Forschung die möglichen Eigenschaften von Planeten um Barnards Stern stark einschränkte, schloss sie sie nicht vollständig aus, da terrestrische Planeten immer schwer zu entdecken sein würden. Die Space Interferometry Mission der NASA, die mit der Suche nach extrasolaren erdähnlichen Planeten beginnen sollte, soll Barnards Stern als frühes Suchziel ausgewählt haben. [25] Diese Mission wurde 2010 eingestellt. [47] Die ähnliche Darwin-Interferometrie-Mission der ESA hatte das gleiche Ziel, wurde jedoch 2007 der Finanzierung entzogen. [48]

Die Analyse der Radialgeschwindigkeiten, die schließlich zur Entdeckung der Kandidaten-Supererde führte, die Barnards Stern umkreist, wurde auch verwendet, um genauere obere Massengrenzen für mögliche Planeten bis und innerhalb der bewohnbaren Zone festzulegen: maximal 0,7 M bis zum Innenrand und 1,2 M am äußeren Rand der optimistischen habitablen Zone, entsprechend Umlaufzeiten von bis zu 10 bzw. 40 Tagen. Daher scheint es, dass Barnards Stern tatsächlich keine erdmasseigen Planeten oder größere in heißen und gemäßigten Umlaufbahnen beherbergt, im Gegensatz zu anderen M-Zwergsternen, die diese Art von Planeten normalerweise in nahen Umlaufbahnen haben. [18]

Projekt Daedalus Bearbeiten

Barnards Stern wurde im Rahmen des Projekts Daedalus untersucht. Die zwischen 1973 und 1978 durchgeführte Studie deutete darauf hin, dass eine schnelle, unbemannte Reise zu einem anderen Sternensystem mit vorhandener oder in naher Zukunft befindlicher Technologie möglich war. [49] Barnards Stern wurde teilweise als Ziel gewählt, weil angenommen wurde, dass er Planeten hat. [50]

Das theoretische Modell schlug vor, dass eine Kernfusionsrakete, die Kernfusion (insbesondere Elektronenbeschuss von Deuterium und Helium-3) einsetzt und vier Jahre lang beschleunigt, eine Geschwindigkeit von 12% der Lichtgeschwindigkeit erreichen könnte. Der Stern könnte dann in 50 Jahren, innerhalb eines Menschenlebens, erreicht werden. [50] Neben einer detaillierten Untersuchung des Sterns und seiner Begleiter würde das interstellare Medium untersucht und astrometrische Basismessungen durchgeführt. [49]

Das ursprüngliche Projekt Daedalus-Modell löste weitere theoretische Forschungen aus. 1980 schlug Robert Freitas einen ehrgeizigeren Plan vor: ein sich selbst replizierendes Raumschiff, das nach außerirdischem Leben suchen und mit ihm in Kontakt treten sollte. [51] Gebaut und in die Umlaufbahn des Jupiters gestartet, würde es in 47 Jahren unter ähnlichen Parametern wie das ursprüngliche Projekt Daedalus Barnards Stern erreichen. Am Stern angekommen, würde es mit der automatischen Selbstreplikation beginnen und eine Fabrik bauen, um zunächst Erkundungssonden herzustellen und schließlich nach 1.000 Jahren eine Kopie des ursprünglichen Raumfahrzeugs zu erstellen. [51]

1998 wurde ein stellarer Flare auf Barnards Stern basierend auf Änderungen der spektralen Emissionen am 17. Juli während einer unabhängigen Suche nach Variationen in der Eigenbewegung entdeckt. Vier Jahre vergingen, bis der Flare vollständig analysiert wurde, woraufhin angenommen wurde, dass die Temperatur des Flares 8.000 K betrug, mehr als das Doppelte der normalen Temperatur des Sterns. [52] Angesichts der im Wesentlichen zufälligen Natur von Flares bemerkte Diane Paulson, eine der Autoren dieser Studie, dass "der Stern für Amateure fantastisch wäre, ihn zu beobachten". [21]

Das Aufflackern war überraschend, da bei Sternen dieses Alters keine intensive stellare Aktivität erwartet wird. Flares sind nicht vollständig verstanden, aber es wird angenommen, dass sie durch starke Magnetfelder verursacht werden, die die Plasmakonvektion unterdrücken und zu plötzlichen Ausbrüchen führen: Starke Magnetfelder treten in schnell rotierenden Sternen auf, während alte Sterne dazu neigen, langsam zu rotieren. Es wird daher angenommen, dass Barnards Stern ein Ereignis dieser Größenordnung durchmacht. [52] Forschungen über die Periodizität des Sterns oder Änderungen der Sternaktivität über eine bestimmte Zeitskala legen ebenfalls nahe, dass es ruhig sein sollte. Die Forschung von 1998 zeigte schwache Beweise für periodische Variationen der Helligkeit des Sterns, wobei nur ein möglicher Sternpunkt über 130 Tage festgestellt wurde. [10]

Stellare Aktivität dieser Art hat das Interesse geweckt, Barnards Stern als Proxy zu verwenden, um ähnliche Sterne zu verstehen. Es besteht die Hoffnung, dass photometrische Untersuchungen seiner Röntgen- und UV-Emissionen Aufschluss über die große Population alter M-Zwerge in der Galaxie geben. Solche Forschungen haben astrobiologische Implikationen: Da sich die bewohnbaren Zonen von M-Zwergen in der Nähe des Sterns befinden, würden alle Planeten stark von Sonneneruptionen, Winden und Plasmaausstoßereignissen beeinflusst. [11]

Im Jahr 2019 wurden zwei zusätzliche ultraviolette stellare Flares mit jeweils einer fernultravioletten Energie von 3*10 22 Joule zusammen mit einer Röntgen-stellaren Flare mit einer Energie von 1,6*10 22 Joule nachgewiesen. Die bisher beobachtete Flarerate reicht aus, um einen Verlust von 87 Erdatmosphären pro Milliarde Jahre durch thermische Prozesse und ≈ 3 Erdatmosphären pro Milliarde Jahre durch Ionenverlustprozesse auf Barnards Stern b zu verursachen. [53]

Barnards Stern teilt sich fast die gleiche Nachbarschaft wie die Sonne. Die Nachbarn von Barnard's Star sind im Allgemeinen von der Größe des Roten Zwergs, dem kleinsten und häufigsten Sterntyp. Sein nächster Nachbar ist derzeit der Rote Zwerg Ross 154 in einer Entfernung von 1,66 Parsec (5,41 Lichtjahre). Die Sonne und Alpha Centauri sind jeweils die nächstgelegenen Systeme. [25] Von Barnards Stern aus würde die Sonne auf der diametral gegenüberliegenden Seite des Himmels bei den Koordinaten RA= 5 h 57 m 48.5 s , Dez=−04° 41′ 36″ im westlichsten Teil des Sternbildes Monoceros erscheinen. Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt 4,83, und in einer Entfernung von 1,834 Parsec wäre sie ein Stern erster Größe, wie Pollux von der Erde ist. [Anmerkung 2]


Protostern:

Ein Protostar ist das, was Sie haben, bevor sich ein Stern bildet. Ein Protostern ist eine Ansammlung von Gas, die aus einer riesigen Molekülwolke kollabiert ist.

Die Protosternphase der Sternentwicklung dauert etwa 100.000 Jahre. Im Laufe der Zeit nehmen Schwerkraft und Druck zu und zwingen den Protostern zum Zusammenbruch.

Die gesamte vom Protostern freigesetzte Energie stammt nur aus der durch die Gravitationsenergie verursachten Erwärmung – die Kernfusionsreaktionen haben noch nicht begonnen.

Die Geburt des Sterns (Video)


Temperatur der Sterne

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Sie werden überrascht sein, dass die Farbe der Sterne von ihrer Temperatur abhängt. Die kühlsten Sterne sehen rot aus, während die heißesten Sterne blau erscheinen. Und was definiert die Temperatur eines Sterns? Auf die Masse kommt es an.

Die häufigsten Sterne im Universum sind die relativ kleinen Roten Zwergsterne. Diese Sterne können nur 7,5 % der Sonnenmasse haben und etwa 50 % erreichen. Rote Zwerge verbrauchen ihre Wasserstoffvorräte sehr langsam. Es wird angenommen, dass ein roter Zwergstern mit etwa 10 % der Sonnenmasse 10 Billionen Jahre oder länger leben kann. Unsere eigene Sonne wird nur etwa 12 Milliarden Jahre alt werden. Rote Zwergsterne haben eine Oberflächentemperatur von weniger als 3.500 Kelvin und erscheinen daher für unsere Augen rot.

Unsere eigene Sonne wird als gelber Zwergstern klassifiziert. Es hat eine Oberflächentemperatur von etwa 5.800 Kelvin. Aufgrund dieser Temperatur ist der Großteil des Lichts, das wir von der Sonne strömen sehen, gelb/weiß. Unsere Sonne befindet sich seit 4,5 Milliarden Jahren in der Hauptsequenzphase ihres Lebens, und es wird erwartet, dass sie weitere 7 Milliarden Jahre oder so dauert.

Die heißesten Sterne sind die blauen Sterne. Diese beginnen bei Temperaturen von etwa 10.000 Kelvin, und die größten, heißesten blauen Überriesen können mehr als 40.000 Kelvin erreichen. Tatsächlich kommt so viel Energie von der Oberfläche eines blauen Sterns, dass viele tatsächlich als ultraviolette Sterne klassifiziert werden könnten, es ist nur so, dass unsere Augen nicht so weit in das Spektrum hineinsehen können.

Wir haben hier auf Universe Today viele Artikel über Sterne geschrieben. Hier ist ein Artikel darüber, wie Rote Zwerge bewohnbare Zonen haben könnten, und hier ist ein Artikel darüber, wie Rote Zwerge ihre Staubscheiben entfernen können.

Wir haben mehrere Episoden von Astronomy Cast über Sterne aufgenommen. Hier sind zwei, die hilfreich sein könnten: Episode 12: Woher kommen Babystars und Episode 13: Wohin gehen Sterne, wenn sie sterben?


10 interessante Fakten über Rote Zwerge

Bildquelle: Chandra und XMM-Newton Bild des Roten Zwergsterns Proxima Centauri

Im Gegensatz zu den meisten anderen Sternenklassen, die klare und eindeutige Klassifizierungsstandards haben, fallen rote Zwergsterne in eine Vielzahl von Massen, Helligkeiten und Spektren, die sich bisher einer richtigen Klassifizierung entzogen haben. Tatsächlich kann der Begriff "Roter Zwerg" die meisten, wenn nicht alle Sterne vom K-Typ und frühere Sterne umfassen, wobei sich die Klasse normalerweise auf Zwergsterne bezieht, deren Spektraltyp von K5V bis M5V reicht.

Nichtsdestotrotz haben Rote Zwerge, die am häufigsten vorkommende Sternart im Universum, Massen, die zwischen 7,5 und 50 Prozent der Sonnenmasse variieren, wobei diese Sterne weniger massereich als Braune Zwerge bezeichnet werden und die nächst massereichere Art von Sternen einschließlich gelber Sterne ist Zwerge, wie unsere Sonne. Die reduzierte Größe der Roten Zwerge bedeutet, dass sie ziemlich dunkel sind und bei relativ niedrigen Temperaturen von weniger als 6.380 F (3.500 C) brennen, verglichen mit der Sonne, die beispielsweise eine effektive Temperatur von 9.900 F (5.500 C) hat. Im Folgenden finden Sie zehn weitere interessante Fakten über Rote Zwerge, die Sie vielleicht nicht gewusst haben.

Rote Zwerge werden das Universum überleben

Alle Roten Zwergsterne sind vollständig konvektiv, was bedeutet, dass sich das Helium in diesen Sternen nicht im Kern der Sterne ansammelt, sondern ständig im ganzen Stern vermischt wird. Dadurch wird die Kernsynthese über die Proton-Proton-Kettenreaktion verlangsamt, was wiederum dazu führt, dass Rote Zwerge eine überaus lange Lebensdauer haben. Tatsächlich zeigen Studien, dass Rote Zwerge mit geringer Masse die Sonne um mindestens die dritte oder vierte Potenz des Verhältnisses zwischen ihrer Masse und der der Sonne überleben werden, was bedeutet, dass die meisten Roten Zwerge mindestens 10 Billionen Jahre leben werden sie lebten am längsten von allen Sterntypen.

Je heller ein Roter Zwerg ist, desto länger lebt er

Betrachten Sie als Beispiel für die voraussichtliche Lebensdauer von Roten Zwergsternen Folgendes: Ein typischer Roter Zwerg mit 0,16 Sonnenmasse, der ungefähr der Masse von Barnards Stern entspricht, verbringt normalerweise etwa 2,5 Billionen Jahre auf der Hauptreihe, bevor er sich zu . entwickelt ein blauer Zwerg. Da das Universum auf ein Alter von nur 13,8 Milliarden Jahren geschätzt wird, basieren blaue Zwergsterne daher auf theoretischen Modellen und werden voraussichtlich noch mindestens 5 Milliarden Jahre leben, während dieser Zeit werden sie etwa 30% der Leuchtkraft der Sonne haben. und eine effektive Temperatur zwischen 6.500 K und 8.500 K.

Alle Roten Zwergsterne enthalten Metalle

Alle bekannten Roten Zwerge enthalten Metalle, was im astronomischen Jargon bedeutet, dass sie Elemente enthalten, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium. Dies ist ziemlich seltsam, wenn man bedenkt, wie lange diese Roten Zwerge gelebt haben, zumal die aktuelle Theorie besagt, dass Rote Zwerge, die sich während des ersten Ausbruchs der Sternentstehung (Population III-Sterne) gebildet haben könnten, metallarm, aber noch am Leben wären. Dennoch wurden bisher keine metallarmen Roten Zwerge gefunden, und eine brauchbare Erklärung dafür, warum dies der Fall ist, entzieht sich den Ermittlern.

Es gibt keine „normalen“ Roten Zwergsterne

Obwohl rote Zwergsterne als Klasse den Großteil der Sternpopulation der Milchstraße ausmachen, gibt es keinen einheitlichen Standard zur Beschreibung der Klasse, wie es bei allen anderen Sternklassen der Fall ist. Obwohl viele Versuche unternommen wurden, ein Standardklassifikationsmodell zu entwickeln, scheint es zwischen den verschiedenen heute verwendeten Klassifikationsschemata wenig Übereinstimmung zu geben. Nichtsdestotrotz besteht zumindest eine gewisse Übereinstimmung über die primären Spektralklassen für Rote Zwerge. Einige Sternbeispiele sind hier mit ihrer Sternklassifizierung in Klammern aufgeführt: GJ 270 (M0 V), GJ 229A (M1 V), Lalande 21185 (M2 V), Gliese 581 (M3 V), GJ 402 (M4 V), GJ 51 (M5 V), Wolf 359 (M6 V), Van Biesbroeck 8 (M7 V), VB 10 (M8 V), LHS 2924 (M9 V).

Die meisten Sterne in der Milchstraße sind Rote Zwerge

Basierend auf Studien der Sterne in der Nachbarschaft der Sonne scheint es, dass Rote Zwerge bis zu 75 % der gesamten Sternpopulation der Milchstraße ausmachen können, obwohl ohne optische Hilfe kein einziger Roter Zwerg von der Erde aus sichtbar ist . Nichtsdestotrotz sind von sechzig der sonnennächsten Sterne fünfzig rote Zwerge, wobei der nächste Proxima Centauri ist, ein roter Zwerg vom Typ M5 mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,05.

Alle Roten Zwergsterne sind massearme Sterne mit geringer Leuchtkraft

Die Massen und Leuchtkraft von Roten Zwergen variieren stark, wobei Sterne vom Typ M9V etwa 7,5% der Sonnenmasse und eine Leuchtkraft von 0,015% der Sonnenmasse wiegen, während Sterne der M0V-Klasse die größten und massereichsten Roten Zwerge sind. obwohl sie nur 60 % der Sonnenmasse wiegen und nur etwa 7,2 % so hell leuchten.

Rote Zwerge werden verwendet, um das Alter von Sternhaufen zu berechnen

Da Rote Zwerge so langlebig sind und so lange auf der Hauptreihe bleiben, können ihre Massen verwendet werden, um die Masse abzuschätzen, bei der sich massereichere Sterne außerhalb der Hauptreihe entwickeln Alter von Sternhaufen aller Art sowie die Bestimmung der unteren Grenze des Alters anderer Strukturen wie der Galaktischen Scheibe und des Galaktischen Halos.

Etwa 40 % der Roten Zwergsterne beherbergen „Supererde“-Planeten

Detaillierte Untersuchungen und Studien haben gezeigt, dass bis zu 40% der Roten Zwerge „Supererde“-Planeten beherbergen, und zwar insbesondere in den bewohnbaren Zonen um die Sterne, in denen flüssiges Wasser erwartet wird. Darüber hinaus haben Computermodelle gezeigt, dass mindestens 90% der „Supererde“-Planeten, die rote Zwerge umkreisen, mindestens 10 % Wasser (nach Masse) enthalten, was darauf hindeutet, dass Planeten dieser Klasse um rote Zwerge von tiefem flüssigem Wasser bedeckt sind Ozeane.

Supererde-Planeten, die Rote Zwerge umkreisen, sind wahrscheinlich nicht bewohnbar

Leider sind erdähnliche Planeten um Rote Zwerge aufgrund ihrer Nähe zu ihren Wirtssternen mit ziemlicher Sicherheit an ihre Sterne gebunden, die sie umkreisen. In einigen Fällen kreisen Planeten nur in einer Entfernung von 6 Millionen km, was bedeutet, dass eine Seite des Planeten geröstet wird, während die andere Seite wahrscheinlich dauerhaft zugefroren ist. Neue Studien deuten jedoch darauf hin, dass die Anwesenheit eines flüssigen Ozeans in zumindest einigen Fällen Wärme und andere klimatische Merkmale auf die kalte, dunkle Seite solcher Planeten treiben könnte.

Ein Roter Zwerg hat sieben erdgroße Planeten

Während Computermodelle darauf hindeuten, dass sich erdähnliche Planeten mit viel größerer Wahrscheinlichkeit um Rote Zwerge bilden als jede andere Art von Planeten, ist bekannt, dass ein Roter Zwerg, der als TRAPPIST-1 bezeichnet wird, sieben erdgroße Planeten beherbergt, wobei zwei Planeten die Stern in der bewohnbaren Zone. Das System befindet sich etwa 39 Lichtjahre entfernt im Sternbild Wassermann.


Geburt eines Roten Zwergs

Rote Zwergsterne bilden sich wie alle anderen Sterne: aus einem großen stellaren Nebel, der im Wesentlichen ein “ istspace cloud” comprised of gas and dust, maybe even some ice. These clouds are drawn inwards towards the highest density and concentration of particles within the cloud due to the mutual gravitational attraction of all the atoms together. As the atoms of the cloud fall inwards toward the clouds highest density and gravitational center, the cloud begins to rotate more and more quickly as the elements get closer to the proto-stellar-core. (The technical reason is because the falling mass must conserve angular momentum, which is a fancy way of saying that objects orbit a gravitational body faster the closer they are to it, and slower the further they are from the object.)

The material clumps together at the center, where there is the highest density, essentially forming a giant blob of gas that whose matter becomes more tightly packed and concentrated (dense) at the geometric center. Due to the nature of gravity as well as the spin of masses in space this forms astronomical objects into roughly spherical shape.

As more and more atoms accumulate into the giant ball of gas, the density and pressure of this predominantly hydrogen ball increase. Consider it like a large pile of people. If you have one person on top of you, then you feel that reasonable weight, which is bearable. Yet with each person added onto the pile that weight quickly becomes crushing, so that even after 4 average-sized individuals (

600 lbs) you can literally die from both suffocation and, well, flattening, because the mass on top of you is so great. This occurs with stars too, though atoms possess superior structural integrity than people so it takes a great deal more mass to significantly alter their dynamics and transition them into new phases of matter (in this case plasma).

Every atom that accumulates onto the proto-star as the nebula collapses increases the mass that is pushing on the atoms at the center of the star. This increase in mass increases the pressure in the core, which further drives the temperature upwards. The center of the proto-star is where the stellar core will eventually be. Though as the nebula collapses, we do not yet have a true stellar core because this spheroid blob of hot matter has not yet reached temperatures, pressures, and densities in the core to ignite nuclear fusion – to produce light – thus, it is a proto-star, not a Star.

The greater the mass at the center, the greater the pressure these atoms are under, which means they are bouncing around and colliding at a prodigious rate because the core of the proto-star is getting more and more dense, and also getting hotter and hotter. The matter is tightly packed so the atoms are essentially vibrating and colliding with one another more and more frequently, this increase of kinetic energy (motion) of atoms and its transfer in collisions is what we measure as Hitze. As the density, pressure, and temperature of the stellar core increases eventually, if the proto-star is at least

7.5% nuclear fusion will reach a sustainable rate.

Only once nuclear fusion begins does this ball of gas become a star. As stated above, if the nebula was not massive enough to form a gas ball at least about 7.5% the mass of the Sun (which is still a staggering 1.5e30 kg) then core density, pressure, and temperature will not be great enough to ignite nuclear fusion, thus it will not become a star.

This ball of gas will still be hot. It will shine in infrared (heat), though it won’t shine in the Visible Light wavelength and will be little different from a large gas giant planet such as Jupiter. These are called brown dwarfs, which can be quite challenging to distinguish from small red dwarfs at the interstellar distances that we must observe from. Without thermonuclear fusion a brown dwarf will not shine in the Visible Light range of the Electromagnetic Spectrum, so it will not be a star.

Also, as the gas falls inwards during the proto-star phase, the rotation of the gradually forming ball of hot gas results in an accretion disc forming around this slowly forming ball of hot gas, just like the rings of Saturn. An accretion disc, called a proto-planetary disc when they are around young stars (or a proplyd for short) are what provide the material that planets are born out of. This is how all the planets in our solar system were born, as a fundamental extension of the very process of the formation of stars. So if there are 200 billion stars in our Milky Way Galaxy alone (compared to about 1 trillion for our neighboring Andromeda galaxy) and if our Sun’s system has 9 planets, then there are easily over a trillion planets in the Milky Way. That is a conservative estimate. So how much Leben is there in the Milky Way?

This is essentially the same process that describes the birth of all stars. However, red dwarfs are the least massive class of stars, containing about 7.5% – 50% the atomic material (by mass) as the Sun. So perhaps the greatest distinction between the formation of a red dwarf and some other type of more massive star can be generally summed up as: smaller stars form from smaller nebula. A nebula will collapse once it reaches the Jean’s Mass, though the classification (and size) of star(s) that are formed, if a star is formed at all, depends on how much mass ultimately makes it onto the proto-star.


10 Interesting Facts about Yellow Dwarf Stars

Image of the Sun by NASA's STEREO space-based observatories

Yellow dwarf stars are not true dwarf stars, at least not in the sense that red or white dwarf stars are dwarfs. Often used imprecisely, if not erroneously, the term “yellow dwarf” refers to stars of the “G” spectral class on the main sequence, with such stars usually having a mass of about 0.8 to 1.2 times that of the Sun, and surface temperatures of between 5,300K, and 6,000K. Below are 10 more interesting fact about yellow dwarf stars you may not have known, but bear in mind that since the Sun is a prime example of a G-type star, some of the items on this list will refer to the Sun.

The term “yellow dwarf” is a misnomer

Unlike the terms “red dwarf stars” or “white dwarf stars” that describe a class of star, the term yellow dwarf refers to a spectral class, in this case G-type main sequence stars, of which our Sun in an example, having a G2V classification. In reality though, the Sun is a white star, and only appears to be yellow because of the way Earths’ atmosphere scatters some of the Sun’s light. Nevertheless, the color of yellow dwarf stars range from white to yellow depending upon their age, and so the Sun being relatively young at 4.6 billion years is just under halfway through its life cycle and so is white.

Yellow dwarfs outshine most other stars

The most useful application of the term “yellow dwarf” is to distinguish G-type Sun-like stars from yellow giant stars. In fact, Sun-like stars outshine more than 90% of the stars in our Milky Way galaxy, which consists primarily of dimmer orange, red, and white dwarf stars that are themselves often the remains or remnants of G-type yellow dwarf stars.

G-type yellow dwarfs are mega-power generators

Being a main-sequence star, the Sun is converting hydrogen into helium at the rate of about 600 tons per second, which means that in practice, the Sun is converting about 4 million tons of matter into energy every second. To put this into perspective, we can think of the Sun as a generator that creates 30 billion times more energy per second than all the power generators on Earth combined. Other G-type yellow dwarfs that produce similar amounts of energy include the stars Alpha Centauri A, Tau Ceti, and 51 Pegasi.

The Sun is really “lazy”

While the Sun and other G-type stars produce prodigious quantities of energy, they only do so because they are as big as they are. The fact is that on small scales, the Sun and similar stars produce only about 276 or so Watts of energy per square meter, which is typically about the energy levels produced by reptiles or compost piles.

G-type stars live for only about 10 billion years

G type stars like the Sun will convert hydrogen into helium only for about 10 billion years or so, after which they will evolve into red giants, such as Aldebaran in Taurus is now. In this state, the Sun will engulf the planets Mercury, Venus, and quite possibly Earth as well. At the end of its red giant phase, the Sun will then blow off its outer layers to become a planetary nebula, while the core will contract into an Earth-sized remnant that will likely outlive the Milky Way.

By rights, Sun-like G-type stars should be green

The wavelength of light emitted by objects depend on the temperature of that object, so since the light emitted by the Sun and some similar stars peaks in the blue-green part of the visible spectrum because of its temperature, we should see it as green, right? Well, no, since the Sun also emits a large amount of red and yellow light (among others), which means that the green portion of the spectrum is drowned out. What we do see is all the light emitted by the Sun all mixed together, which produces white, that is stronger than the blue-green portion of the Sun’s emitted light. While the above is an oversimplification of a complex issue, this is the basis for the reason why we do not see green stars. Images of the Sun that are colored green are either the result of enhancement, or views of the Sun through filters that only admit green light.

The Sun is a near-perfect sphere

The Sun and other slowly rotating G-type stars are nearly perfectly spherical, since their rotational velocity is not high enough to deform them. In fact, the difference between the polar and equatorial diameters of the Sun is only 10 km (6.2 miles), which given the 695,700 km radius of the Sun, means that Sun is one of the most spherical structures ever observed in space.

G-type stars have extremely active cores

Generally speaking, G-type stars produce around 99% of the energy they create in their cores. In the case of the Sun, for example, the core comprises only 24% of its radius, and by 30% of its radius, almost no nuclear fusion takes place at all.

G-type stars are self-correcting

G-type stars are in almost perfect hydrostatic equilibrium, but not quite. As the core heats up, it expands slightly, which has the effect of cooling the core down. This reduces the rate at which fusion reactions take place, which reduces the pressure as the upper layers exert increased pressure against the core, the core heats up again, increasing the fusion rate, which increases the pressure against the overlaying layers, thereby correcting the initial expansion.

Light can take up to 1 million years to escape from a G-type star

While G-type stars like the Sun create enormous numbers of photons, those that we see as optical light can take up to 1 million years to escape through the “surface” of the star, as is the case with the Sun. The reason for this is that photons interact with billions of particles on their outward travels, and each collision deflects the light photon into a different direction. In essence, a light photon only escapes from the Sun by sheer chance, but once it does, it can travel unimpeded to reach Earth in about eight minutes and twenty seconds.


Learn about the different types of stars categorized according to their mass and temperature - red dwarfs, red giants, supergiants, white, and brown dwarf stars

When you look up at the sky, you'd be forgiven for thinking that all stars are the same, but that's far from the case. In fact, there are lots of different types of stars, from brown dwarfs to white supergiants that can be categorized according to their mass and temperature, as in this Hertzsprung-Russell diagram.

Red dwarfs are small stars with temperatures cooler than that of the sun. They are the most common stars in our galaxy and are less than half of the mass of the sun. They burn slowly and so live for a long time relative to other star types. They are positioned below the main sequence on the Hertzsprung-Russell diagram.

Red giants are cooler than the sun, so they have a red-orange tinge to the visible light they emit. Living up to their names, the largest red giants may be over 100 times the size of the sun. Red giants are stars near the end of their life. They come above the main sequence on the Hertzsprung-Russell diagram.

Stretching across the upper regions of the Hertzsprung-Russell diagram are the supergiants that cover a wide range of temperatures. These stars are truly enormous. Placed in the center of our solar system, the largest of these, such as the red supergiant Betelgeuse in Orion, would engulf all the planets out to the orbit of Saturn. Like Betelgeuse, Rigel in the Orion constellation is also a supergiant, but it has a blue-white supergiant.

Supergiants are high mass stars near the end of their life. When a supergiant dies, it explodes as a supernova then shrinks to become a black hole.

There is a group of very faint but hot stars in the bottom left of the Hertzsprung-Russell diagram. These are called white dwarfs and are so faint that none is visible to the naked eye. They are very small and dense, formed when a main sequence star reaches the end of its life. White dwarf stars gradually cool over time until they no longer emit light.

The smallest, dimmest, and coolest stars are brown dwarfs. They are at the bottom end of the Hertzsprung-Russell diagram, at the lowest part of the main sequence. They are also known as failed stars and are very difficult to detect, as they do not have sufficient mass for nuclear fusion to occur.

The main variables in star formation are mass and temperature, it is these which produce the wide variety of stars we see and many we can't.