Astronomie

Die Farbe der blauen Zwergsterne

Die Farbe der blauen Zwergsterne


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qB Dn eB eM CW mf Vl xU qz yS it QJ Tt Dj bV nT

Der Artikel "M-Zwerge: Planetenbildung und langfristige Entwicklung" beschreibt Blaue Zwergsterne, eine hypothetische nächste Stufe in der Lebensdauer von Roten Zwergsternen innerhalb eines bestimmten Massenbereichs, nach der sie zu Weißen Zwergen werden.

(Hypothetisch, da das Universum noch nicht alt genug ist, um von Roten Zwergen dieses Stadium erreicht zu haben.)

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm auf Seite 917 dieses Papiers zeigt, wenn ich es richtig interpretiert habe (ich hatte bis vor kurzem noch nie eines davon gesehen!), Rote Zwerge im Bereich von 0,14-0,16 Sonnenmassen, die sich weiter vom "roten" entfernen " Ende des Spektrums und in Richtung Blau. Aber es zeigt nicht, dass ihre Oberflächentemperatur 9000 K erreicht oder sogar überschreitet (Spektraltyp A anstelle des B- oder O-Typs, die normalerweise als blau genug angesehen werden, um den Namen zu rechtfertigen).

Liege ich richtig, dass "Blaue Zwerg"-Sterne nach dem H-R-Diagramm dieses Papiers niemals an "weiß" vorbeikommen würden und daher benannt werden, weil sie sich weit vom roten Ende des Spektrums in Richtung Blau bewegt haben? Ich habe bei der Untersuchung dieser Frage gesehen, dass verschiedene Farbdiagramme unterschiedliche Blaugrade für die Typen O, B und A darstellen, obwohl die Mehrheit zu sein scheint, dass A-Typen fast vollständig weiß mit nur einer sehr geringen Menge Blau sind.

(Das gleiche Hertzsprung-Russell-Diagramm ist auch auf Seite 424 des Papiers "The End of the Main Sequence" von 1997 zu sehen, wenn das überhaupt hilft.)


Ich habe den Autoren des Papiers eine E-Mail geschickt und gefragt, ob blaue Zwergsterne das könnten

"heiß genug werden, um die Schwellenwerte für Typ B oder Typ O zu überschreiten"

und einer von ihnen antwortete:

"Wir verwenden den Begriff 'blau', um 'blauer' zu bedeuten, so dass Sterne, wenn sie blau werden, heißer werden als ihre üblichen Hauptreihentemperaturen ... Der Punkt des Papiers ist, dass kleinere Sterne blauer werden ... Aber 'blau' stimmt nicht überein auf eine bestimmte Temperatur und bedeutet nicht 'so heiß wie ein O-Stern'."

Es sieht also so aus, als hätte ich das H-R-Diagramm richtig gelesen. Für die darin repräsentierten Sternmassen erreicht keiner der blauen Zwergsterne tatsächlich eine ausreichend hohe Oberflächentemperatur für Typ B oder O, und weiße Sterne des Typs A kommen ihnen am nächsten.

Dies beantwortet jedoch nicht die Frage für Sterne mit stellaren Massen, die beispielsweise nicht im Diagramm dargestellt sind 0,15 Mio. $_☉$, 0,13 Mio. $_$ oder $0,135M_☉$. Die Autoren des Papiers haben ihre Simulation für diese nicht durchgeführt, und das Diagramm scheint nicht genügend Informationen zu enthalten, um Rückschlüsse auf ihre Oberflächentemperatur zu ziehen. Bis weitere Forschungen in diesem Bereich durchgeführt werden, stellt sich die Frage, ob irgendein Blaue Zwergsterne können tatsächlich blau werden bleibt unbeantwortet.


MCKSION - McCook-Sion White Dwarf Katalog (Webversion)

Beachten Sie, dass Fundtafeln für viele der in diesem Katalog enthaltenen Weißen Zwerge unter den folgenden URLs zu finden sind: Die zweite URL enthält die Fundtafeln von T.R. Sumpf. Dies ist eine Liste mit etwa 600 Diagrammen. Die Karten der Universität von Arizona haben derzeit ungefähr 2000 Karten, aber diese Liste ist in Arbeit mit der Absicht, schließlich alle Karten zur Verfügung zu haben.

Wie im Abschnitt HEASARC_Implementation ausführlicher erörtert, enthält diese HEASARC-Darstellung des White Dwarf Catalog nur eine Teilmenge der Daten, die entweder in der gedruckten Version oder der auf der Villanova-Website verfügbaren Version präsentiert werden, soll jedoch für die Kreuzidentifikation geeignet sein Zwecke mit anderen Katalogen, zB von Röntgenquellen. Für alle verfügbaren Informationen zu diesen Weißen Zwergen sollten immer die Originalquellen für diesen Katalog herangezogen werden.

Katalog Bibcode

Bekanntmachung

Verweise

Herkunft

HEASARC-Implementierung

Parameter

Name
Die Standardbezeichnung des Weißen Zwergs (WD), die immer auf der RA von 1950 und der Deklination des Weißen Zwergs basiert. Beachten Sie, dass in der veröffentlichten Version dieses Katalogs einige der Namen (angezeigt durch das Vorhandensein des Buchstabens J am Ende der Zahlenfolge) auf der Tagundnachtgleiche RA 2000 und der Deklination des Weißen Zwergs basieren. Sterne, die aufgrund ihrer Nähe am Himmel sonst identische Katalognummern haben würden, ob binär oder nicht, werden durch die Bezeichnungen .1 und .2 unterschieden, z. B. WD 2301-072.1 und WD 2301-072.2.

RA
Die Rektaszension des Weißen Zwergs in der ausgewählten Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die RAs in der Ursprungstabelle in 1950er Äquatorkoordinaten und mit einer typischen Genauigkeit von 1 Sekunde angegeben wurden.

Dezember
Die Deklination des Weißen Zwergs in der ausgewählten Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die Deklinationen in der Ursprungstabelle in Äquatorkoordinaten von 1950 und mit einer typischen Genauigkeit von 0,1 Bogenminuten angegeben wurden.

LII
Der galaktische Längengrad des Weißen Zwergs.

BII
Die galaktische Breite des Weißen Zwergs.

Spect_Type
Der Spektraltyp des Weißen Zwergs nach dem üblichen Schema: Eine ausführlichere Beschreibung der Spektralklassifikation finden Sie in der gedruckten Version dieses Katalogs oder in der ADC-Dokumentationsdatei preface.tex, die unter ftp://astronomy verfügbar ist. villanova.edu/mccook/

Hinweis_Flag
Dies ist ein Flag, das auf "B" gesetzt ist, wenn der Weiße Zwerg ein Mitglied einer Binärdatei ist, oder auf "N" gesetzt, wenn weitere Informationen zu diesem Stern in der Datei Notes.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/ verfügbar sind. Aktuelle%20Web%20Version%20of%20WD%20Katalog/

Ref_Spect_Type
Der Referenzcode für den Spektraltyp. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Alt_Name_1
Dieser Parameter enthält einen alternativen Namen für den Weißen Zwerg (weitere alternative Namen können in der gedruckten Version dieses Katalogs angegeben werden, Hinweis). Eine Liste der Namenskonventionen für Weiße Zwergsterne ist in der Datei preface.tex unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/ verfügbar, während eine umfangreiche Liste der Namensquerverweise in der Datei CrossRef.txt unter verfügbar ist ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/ Hinweis: Namen ohne Buchstabenpräfix beziehen sich auf den White Dwarf J2000 Namen für den White Dwarf, zB 160141+124441 ist eine Kurzform für WD J160141+124441.

Alt_Name_2
Dieser Parameter enthält einen alternativen Namen für den Weißen Zwerg (weitere alternative Namen können in der gedruckten Version dieses Katalogs angegeben werden, Hinweis). Eine Liste der Namenskonventionen für Weiße Zwergsterne ist in der Datei preface.tex unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/ verfügbar, während eine umfangreiche Liste der Namensquerverweise in der Datei CrossRef.txt unter verfügbar ist ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/ Hinweis: Namen ohne Buchstabenpräfix beziehen sich auf den White Dwarf J2000 Namen für den White Dwarf, zB 160141+124441 ist eine Kurzform für WD J160141+124441.

App_Mag
Die scheinbare Helligkeit des Weißen Zwergs im V-Band, fotografischen Band oder B-Band, entsprechend dem Wert des Parameters app_mag_type.

App_Mag_Flag
Dieses Flag wird auf ":" gesetzt, wenn die scheinbare Helligkeit als unsicher angesehen wird.

App_Mag_Type
Dieses Flag wird auf "V" gesetzt, wenn die scheinbare Helligkeit im V-Band liegt, "PG", wenn es eine fotografische Helligkeit ist, oder auf "B", wenn sie im B-Band liegt.

BV_Farbe
Die breitbandige B-V Color im UBV-System.

BV_Color_Flag
Dieses Flag wird auf "" gesetzt, wenn die Breitband-B-V-Farbe als unsicher angesehen wird.

Farbklasse
Wenn der Weiße Zwerg auf dem UBV-System nicht beobachtet wurde, enthält dieser Parameter die "Farbklasse" von entweder der Lowell oder Luyten Proper Motion Survey.

UB_Farbe
Die breitbandige U-B Color im UBV-System.

UB_Color_Flag
Dieses Flag wird auf ":" gesetzt, wenn die Breitband-UB-Farbe als unsicher angesehen wird.

Ref_App_Mag
Der Referenzcode für die Breitbandphotometrie. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Vmag_MCS
Die v-Größe aus der Mehrkanal-Spektrophotometrie.

GR_Farbe
Die g-r-Farbe aus der Mehrkanal-Spektrophotometrie.

GR_Color_Flag
Dieses Flag wird auf "" gesetzt, wenn die Mehrkanal-g-r-Farbe als unsicher angesehen wird.

Ref_Vmag_MCS
Der Referenzcode für die Mehrkanal-Spektrophotometrie. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Ymag
Die y-Magnitude von Stromgren Schmalband-UVby photoelektrischen Beobachtungen.

Strom_BY_Color
Die Stromgren b-y-Farbe.

Strom_UB_Farbe
Die Farbe Stromgren u-b.

Ref_Ymag
Der Referenzcode für die photoelektrische Photometrie von uvby. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Abs_Mag
Die absolute visuelle Größe, die entweder aus der trigonometrischen Parallaxe, den gemessenen Farben oder aus veröffentlichten Zusammenstellungen basierend auf Rotphotometrie berechnet wird, wie durch den Wert des Parameters abs_mag_type angegeben. Beachten Sie, dass im Fall von DO-, DOZ- und PG 1159-Sternen dies NICHT die absolute Helligkeit ist, sondern eine spektroskopisch bestimmte effektive Temperatur in K. Diese beiden gegensätzlichen Fälle können leicht unterschieden werden, wobei die absoluten Helligkeiten Werte im im Bereich von 0 bis 25 liegen und die effektiven Temperaturen Werte > 10 4 aufweisen.

Abs_Mag_Flag
Dieses Flag für die absolute Helligkeit wird auf ":" gesetzt, wenn der Wert als unsicher angesehen wird, oder auf "E" gesetzt, wenn die absolute Helligkeit aus der effektiven Temperatur berechnet werden kann (wie es bei DO, DOZ und PG 1159 weißen Zwergsternen der Fall ist). .

Abs_Mag_Type
Dieser Parameter legt die Berechnungsmethode für den Absolutbetrag nach folgendem Schema fest:

Ref_Abs_Mag
Dieser Parameter gibt den Referenzcode für die absolute Größe nach folgendem Schema für die Zahlen 5-9 an: Die restlichen Werte sind Buchstabencodes wie 'FR', 'OU' usw., deren äquivalente Referenzen im RefAlphabetical . gefunden werden .txt-Datei unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog

Tot_Proper_Motion
Die gesamte Eigenbewegung in Bogensekunden/Jahr. In Fällen, in denen in den Lowell-Eigenbewegungsuntersuchungen nur eine geschätzte Eigenbewegung gemeldet wird, wird dieses Feld leer gelassen und ein entsprechender Code wird im tot_proper_motion_flag-Feld (s. v.) angegeben.

Tot_Proper_Motion_Flag
Dieses Flag für die Eigenbewegung wird auf "" oder "lt" gesetzt, wenn der Wert als unsicher bzw. als obere Grenze angesehen wird, oder auf die Werte von "0", "1", "2" oder "3" gesetzt, wenn nur eine geschätzte Eigenbewegung in den Lowell-Eigenbewegungsuntersuchungen (in welchen Fällen das Feld tot_proper_motion leer gelassen wird) gemäß dem folgenden Codeschema, das in Giclas et al. (1967, Lowell Obs. Bull. Nr. 141 und 1970, Lowell Obs. Bull. Nr. 153):

Dir_Proper_Motion
Der Positionswinkel des Eigenbewegungsvektors in Grad.

Ref_Proper_Motion
Der Referenzcode für die richtigen Bewegungsdaten. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Radial_Geschwindigkeit
Die beobachtete Radialgeschwindigkeit, unkorrigiert für die Sonnenbewegung und die gravitative Rotverschiebung, in km/s.

Ref_Radial_Velocity
Der Referenzcode für die Radialgeschwindigkeit. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Trig_Parallaxe
Die trigonometrische Parallaxe in Bogensekunden.

Trig_Parallax_Error
Der gemeldete mittlere Fehler der Parallaxe in Millibogensekunden (mas).

Ref_Trig_Parallax
Der Referenzcode für die trigonometrische Parallaxe. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Gmag_SDSS
Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) g-Magnitude des Weißen Zwergs.

SDSS_UG_Color
Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (u-g) Farbe des Weißen Zwergs.

SDSS_GR_Color
Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (g-r) Farbe des Weißen Zwergs.

SDSS_RI_Color
Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (r-i) Farbe des Weißen Zwergs.

SDSS_IZ_Color
Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (i-z) Farbe des Weißen Zwergs.

Ref_SDSS
Der Referenzcode für die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Größe und Farben des Weißen Zwergs. Eine Liste der Referenzcodes und ihrer entsprechenden Referenzen finden Sie in der Datei RefAlphabetical.txt unter ftp://astronomy.villanova.edu/mccook/Current%20Web%20Version%20of%20WD%20Catalog/

Klasse
Die HEASARC-Browse-Objektklassifizierung, die unter Verwendung der im Parameter spect_type bereitgestellten Spektraltypinformationen erstellt wurde.


Die Farbe blauer Zwergsterne - Astronomie

Wir berichten über die Ergebnisse der Nah-IR-Bildgebung in J und H, von I Zw 36 (

Z solar /14) mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Während die Bildgebung mit der Faint Object Camera (FOC) vor COSTAR zuvor heiße und massereiche Sterne im nahen UV auflöste, liefern die NICMOS-Daten eine Zählung der kühlen, mittelschweren und massearmen Sterne. Vor der Aktivität gab es in I Zw 36 eindeutig Sternentstehung, die ihm seine Klassifizierung als blauer kompakter Zwerg / Wolf-Rayet-Galaxie einbrachte. Der Nachweis leuchtender, asymptotischer Riesenaststerne erfordert, dass sich Sterne vor mehreren hundert Megajahren stark gebildet haben. Der gut bevölkerte Zweig des Roten Riesen weist auf Sterne mit einem Alter von mindestens 1-2 Gyr (und möglicherweise älter als 10 Gyr) hin. Wir verwenden das Tip-of-the-red-Giant-Branch-Verfahren, um einen Abstand von >=5,8 Mpc abzuleiten. Dies ist die dritte in einer Reihe von Veröffentlichungen über im nahen IR aufgelöste blaue kompakte Zwerggalaxien. Wir bemerken, dass die Farb-Helligkeits-Diagramme von VII Zw 403, Mrk 178 und I Zw 36 nicht die von einer episodischen Sternentstehungsart erwarteten Lücken aufweisen. Anhand simulierter Farb-Helligkeits-Diagramme zeigen wir für I Zw 36, dass die Sternentstehung in den letzten 10 9 Jahren nicht länger als einige 10 8 Jahre aufgehört hat und diskutieren die Implikationen dieses Ergebnisses. Basierend auf Beobachtungen mit dem NASA/ESA-Weltraumteleskop Hubble, die vom Space Telescope Science Institute erhalten wurden, das von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., unter dem NASA-Vertrag NAS 5-26555 betrieben wird.


Farbe der Sterne

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Schauen Sie in den Himmel und Sie werden die Sterne in verschiedenen Farben funkeln sehen. Einige sind matt und rot, andere sind weiß und andere sehen hellblau aus. Wie bekommt man so viele verschiedene Sternenfarben?

Die Farbe eines Sterns hängt von seiner Oberflächentemperatur ab. Die Oberflächentemperatur unserer Sonne beträgt etwa 6.000 Kelvin. Obwohl es von hier auf der Erde gelb aussieht, würde das Licht der Sonne aus dem Weltraum tatsächlich sehr weiß aussehen. Dieses weiße Licht kommt von der Sonne, weil ihre Temperatur 6.000 Kelvin beträgt. Wenn die Sonne kühler wäre, würde sie am roten Ende des Spektrums mehr Licht abgeben, und wenn die Sonne heißer wäre, würde sie blauer aussehen.

Und genau das sehen wir bei anderen Stars. Die coolsten Sterne im Universum sind die Roten Zwergsterne. Dies sind Sterne mit nur einem Bruchteil der Masse unserer Sonne (bis zu 7,5 % der Sonnenmasse). Sie brennen im Kern nicht so heiß und ihre Oberflächentemperatur beträgt etwa 3.500 Kelvin. Das von ihrer Oberfläche abgegebene Licht sieht für unsere Augen hauptsächlich rot aus (obwohl auch dort verschiedene Farben vermischt sind, ist Rot die Mehrheit).

Dies ist auch die Farbe, die Sie bei roten Riesensternen sehen, Sonnenmassensterne, denen der Wasserstoffbrennstoff ausgegangen ist und die sich um ein Vielfaches ihrer ursprünglichen Größe aufgebläht haben. Die Leuchtkraft des Sterns wird über die viel größere Oberfläche des Roten Riesen verteilt und so sind sie kühler.

Auf der gegenüberliegenden Seite des Spektrums befinden sich blaue Sterne. Dies sind Sterne mit einem Vielfachen der Sonnenmasse und daher sind ihre Oberflächentemperaturen viel heißer. Blaue Sterne beginnen bei über 10.000 Kelvin, können aber bei den größten Hyperriesensternen 40.000 Kelvin erreichen.

Wir haben viele Artikel über Sterne auf Universe Today geschrieben. Hier ist ein Artikel über die größten Sterne im Universum.

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?


Ein Hex auf Sternfarben

Die Website mit dem Namen Today I Found Out hat einen interessanten Beitrag zu Sun-Faktoiden, einschließlich der Farbe, die im Hex-Code angegeben ist: #FFF5F2. Dieser Code stammt tatsächlich von der Website vendian.org , die von Mitchell Charity zusammengestellt wurde. Er hat auch andere Sternfarben aufgeführt. Ich fand die Codes für verschiedene Sterntypen interessant.

Der Sterntyp wird zusammen mit den RGB- und Hex-Werten aufgelistet. Die Sterne gehen von oben am heißesten bis unten am kühlsten, und die Sonne ist ungefähr ein G2V. Die Farben sind relativ gut, da sie oben blau und unten rötlich sind. Aber ich war überrascht über die fehlende Farbsättigung und dass die kühleren Sterne nicht so rot sind, wie ich denken würde. Ich habe viel Zeit am Okular verbracht. Vega, ein A0-Zwergstern, ist deutlich und strahlend blau, fast wie ein Saphir für das Auge. Beteigeuze, ein M1-Überriese, ist ein rötliches Orange. Ich habe eine Handvoll coolerer roter Riesen gesehen, und für das Auge sind sie sehr rot, nicht das pastellorangefarbene Ding, das man hier sieht. Warum ist das? Es gibt viele Gründe, die mir einfallen. Eine davon ist, dass die Art und Weise, wie Sterne leuchten, von Natur aus anders ist als die Art und Weise, wie Farben auf Ihrem Bildschirm dargestellt werden. Sterne sind heiße Kugeln aus leuchtendem Plasma, die wie ein schwarzer Körper leuchten. Wenn Sie Ihren Monitor nicht auf dieselbe Temperatur erhitzen, können Sie die Art und Weise, wie ein Stern leuchtet, nur annähernd bestimmen, und die Farben werden nicht angezeigt. Auch unser Auge nimmt Farbe seltsam wahr. Wenn Sie einen Stern vor einem schwarzen Himmel sehen, erhalten Sie ein anderes Gefühl für seine Farbe, als wenn Sie ihn auf Ihrem Monitor sehen. Selbst einen andersfarbigen Stern in das gleiche Feld zu setzen, zerstört Ihren Farbsinn. Ich möchte anmerken, dass die Sternfarbseite von Charity einen Hex-Code für die Farbe planetarischer Nebel enthält, und dass Würmer eine ganze Menge überstehen können. Meiner Meinung nach ist dies eine interessante Übung und ein wunderbarer "Lehrmoment" darüber, wie Sterne Licht aussenden und wie wir Farben wahrnehmen. Aber als Übung, Sternfarben nachzuahmen, ist es viel schwieriger, als Sie vielleicht denken. Ich sage nicht, dass die Farben von Charity falsch sind, aber ich sage, dass der Versuch, Hex-Codes für Sternfarben zu erhalten, wie das Aufschreiben der Noten zu Beethovens Neunter Symphonie auf Papier ist. Es ist ein Code und enthält die richtigen Informationen, aber es ist nicht dasselbe, wie das Orchester zu hören. Ich möchte auch anmerken, dass der springende Punkt des ersten Artikels der Site darin besteht, dass die Sonne weiß ist. Dies ist eigentlich ein extrem schwer zu verstehendes Thema – es ist nicht nur gestreutes blaues Licht, das die Sonne für uns gelb erscheinen lässt, und ich bin immer noch nicht davon überzeugt, dass die Sonne für uns gelb aussieht. Charity verlinkt zu einer Seite über die Farbe der Sonne, die von meinem Freund, dem Astronomen Andrew Hamilton, geschrieben wurde und einige weitere Informationen dazu enthält. Ich denke, die wahre Lektion hier ist, dass etwas, das wir für einfach halten – Farbe – überhaupt nicht einfach ist! Die Art und Weise, wie Farben von einem Objekt emittiert werden, die Art und Weise, wie unsere Augen Farben wahrnehmen und vor allem die Art und Weise, wie unser Gehirn dieses Signal interpretiert, sind tatsächlich außerordentlich komplexe Prozesse. Ich denke, das ist ein sehr wichtiges Konzept, das man im Hinterkopf behalten sollte, wenn man über so ziemlich jedes Thema nachdenkt: Was wir für selbstverständlich halten, ist fast nie so etwas. Tipp o' das Barett des Künstlers an Philippe Hamel.


Re: Welche Farbe hat ein Weißer Zwerg?

Einfach mein buntes Selbst sein. :-?

Egal, den Weißen Zwerg Sirius B ernst nehmen.

Seine Oberflächentemp. von 25.000 K ist da oben mit den großen blauen O-Sternen. Sogar B-Sterne (11.000 - 25.000 K) und A-Sterne (7.500 K bis 11.000 K) gelten als "blau".

Ich sehe nicht, wie die Größe für unsere Augen den Unterschied machen würde.

Ist mein Denken hier weg? #-Ö

Im Grunde ist "weiß" nur ein Name, der mittlerweile eine ganze Sequenz im HR-Diagramm bezeichnet. Die ersten gefundenen (und isoliert genug für gute Farbmessungen) hatten Temperaturen, die eher den Sternen der Hauptsequenz A ähnelten, und der Name blieb. Die kühlsten sind etwas kühler als 6000 K, wenn der Speicher reicht. Aus der Nähe betrachtet würde ein Weißer Zwerg genauso blau aussehen wie jeder andere Stern mit ähnlicher Temperatur (und junge WDs sind die heißesten gut untersuchten Sterne). In beiden Fällen gibt es eine Grenze, wie blau wir alles sehen werden, was sich wie ein schwarzer Körper verhält, da das Verhältnis von Gelb zu Blau einen asymptotischen Wert erreicht (deshalb sind die rötesten Sterne röter als die blausten Sterne blau erscheinen - wie die alter Grook darüber, warum Schotten so viel schottischer sind als Engländer Engländer).

Visuell ist das größte Problem, dass es keine Weißen Zwerge gibt, die heller sind als etwa 9. Größe, also muss man wirklich hart arbeiten, um viel von jeder Farbe sehen zu können. Und die besten sind meist in der Nähe viel hellerer Gefährten (Sirius, Procyon).


Die Farbe blauer Zwergsterne - Astronomie

Wir haben die blaue kompakte Zwerg-/Wolf-Rayet-Galaxie Mrk 178 mit der NICMOS-Kamera an Bord des Hubble-Weltraumteleskops beobachtet. Die Galaxie ist in der Nah-IR-Photometrie in J und H gut in einzelne Sterne aufgelöst und liefert Farb-Helligkeits-Diagramme mit 791 einzelnen Punktquellen. Wir diskutieren den stellaren Inhalt und lenken besondere Aufmerksamkeit auf die mittleren und/oder alten Sterne. Mrk 178 ist erst die zweite blaue kompakte Zwerggalaxie, in der der Rote Riesenzweig aufgelöst wurde, was auf Sterne mit einem Alter von mindestens 1-2 Gyr hinweist. Dies ermöglicht es uns, einen Abstand von >=4,2 (+/-0,5) Mpc abzuleiten. Das Farb-Helligkeits-Diagramm im nahen IR zeigt auch eine Fülle von leuchtenden, asymptotischen Riesenaststernen. Wir finden, dass dies vor einigen hundert Myr eine starke Sternentstehung erfordert. Einige Kandidaten für Kohlenstoffsterne werden anhand ihrer extremen Nah-IR-Farbe identifiziert. Wir argumentieren, dass Mrk 178 im Grunde eine alte Galaxie ist, basierend auf der NICMOS-Erkennung von roten Riesen unter dem blauen Starburst-Kern und seinem ausgedehnten, schwachen Halo von rötlicher Farbe. Basierend auf Beobachtungen mit dem NASA/ESA-Weltraumteleskop Hubble, die vom Space Telescope Science Institute erhalten wurden, das von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., unter dem NASA-Vertrag NAS 5-26555 betrieben wird.


Die Farbe blauer Zwergsterne - Astronomie

Was sind die wahren Farben jedes Planeten in unserem Sonnensystem? Ich habe denselben Planeten auf verschiedenen Fotos unterschiedlich gefärbt gesehen.

Hier sind die wahren Farben der Planeten, mit Links zu einigen relevanten Bildern der NASA-Raumsonde. (Beachten Sie, dass Fotos von Raumfahrzeugen, die in den Medien erscheinen, oft eine falsche Färbung aufweisen.)

  1. Quecksilber: grau (oder leicht bräunlich). Merkur hat praktisch keine Atmosphäre, also sehen wir nur die felsige Oberfläche. Beachten Sie, dass viele Bilder von Merkur (wie dieses) Graustufen sind, die von einem einzigen Farbfilter abgeleitet wurden. Die Farbvariationen von Merkur sind ziemlich subtil, die Farbvariationen sind in dieser Falschfarbenansicht stark übertrieben.
  2. Venus: blassgelb. Für menschliche Augen sieht Venus irgendwie langweilig aus. Wir können nur die dicke Schicht strukturloser Schwefelsäurewolken sehen. Zwei der sowjetischen Venera-Sonden lieferten Bilder von der Venusoberfläche. Die Farben dieser Venera-Bilder wurden später verwendet, um Radardaten der NASA-Raumsonde Magellan einzufärben, um simulierte globale Ansichten der Oberfläche der Venus zu erzeugen. Mehr zu den Farben der Venus finden Sie hier.
  3. Erde: meist blau mit weißen Wolken. Ozeane und von der Atmosphäre gestreutes Licht machen die Erde überwiegend blau. Je nach Ausschnitt eines einzelnen Bildes sind braune, gelbe und grüne Kontinente zu sehen oder Teile der Erde von weißen Wolken bedeckt. Die Erde ist mit Abstand der dynamischste Planet, wenn man ihn vom Weltraum aus betrachtet.
  4. Mars: meist rotbraun, jedoch mit einigen dunkleren Regionen, sowie weiße Eiskappen. Die dominierende rötliche Farbe kommt von rostigen Gesteinen an der Oberfläche, da die Wolken selten und dünn sind.
  5. Jupiter: orange und weiße Bänder. Die weißen Bänder sind von Ammoniakwolken gefärbt, während die orangefarbenen von Ammoniumhydrogensulfidwolken stammen. Keiner der vier „Gasriesen“-Planeten (Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun) hat eine feste Oberfläche, sodass wir nur Wolken in ihrer Atmosphäre sehen.
  6. Saturn: blassgold. Weißer Ammoniakdunst bedeckt den ganzen Planeten und verdeckt teilweise die rötlichen Wolken darunter. Die Wolken auf der Winterhalbkugel des Saturn sind hellblau. Wissenschaftler glauben, dass es dort kälter ist und die Ammoniakwolken tiefer als normal sind, weil die Ringe die Sonne auf der Winterhalbkugel blockieren. Dies gibt dem Rest der Atmosphäre eine größere Chance, Licht zu streuen, genau wie dies bei der Erdatmosphäre der Fall ist.
  7. Uranus: blassblau. Die Farbe kommt von Methanwolken. Auf einigen Fotos, die nach dem Vorbeiflug von Voyager 2 (1986) veröffentlicht wurden, sah Uranus grün aus, aber diese Farbe war künstlich.
  8. Neptun: blassblau. Wie bei Uranus ist die Farbe auf Methan zurückzuführen. Neptun würde aufgrund der schwächeren Beleuchtung (größere Entfernung von der Sonne) dunkler erscheinen als Uranus. Einige der Bilder von Neptun aus dem Vorbeiflug von Voyager 2 (1989) zeigen eine tiefblaue Farbe, aber die Farben in diesen Bildern wurden verbessert. Die tatsächlichen Farben von Uranus und Neptun sind ziemlich ähnlich.
  9. Pluto (kein Planet mehr, der jetzt als Zwergplanet eingestuft wird): meist hellbraun, mit einigen dunkleren Regionen. Beachten Sie, dass einige der Bilder der NASA-Raumsonde New Horizons (die 2015 an Pluto und seinen Monden vorbeiflog) verbessert wurden, um Farbkontraste deutlicher zu zeigen.

Außerdem möchte ich hinzufügen, dass die Zuordnung der Farben etwas subjektiv ist. Zum Beispiel könnte das "Blau" einer Person für eine andere eher wie "grün" aussehen. Astronomen kümmern sich selten darum, und wir verwenden präzise Spektren, wenn wir quantitative Informationen über die Farbe eines Objekts erhalten müssen.

Hier sind einige gute Seiten mit mehr Bildern der Planeten (nicht immer in Echtfarbe!):

  • NASAs Astronomy Picture of the Day (APoD): http://apod.nasa.gov/apod/astropix.html
  • NASA/JPL-Weltraumbilder: http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/
  • NASA/JPL-Fotojournal: http://photojournal.jpl.nasa.gov/

Und hier sind einige Seiten, die erklären, wie nützlich Falschfarbenbilder in der Astronomie sind:

Diese Seite wurde zuletzt von Sean Marshall am 7. Februar 2016 aktualisiert.

Über den Autor

Matija Cuk

Matija arbeitet an der Bahndynamik der kleineren Monde von Jupiter und Saturn. Er promovierte im November 2004 an der Cornell University und arbeitet nun an der University of British Columbia in Kanada.


Weiterführende Literatur

Denken Sie daran, wenn Sie eine Nachricht sehen, die Aufmerksamkeit verdienen könnte, lassen Sie es uns wissen! (Hinweis: Wenn die Geschichte von Associated Press, FOX News, MSNBC stammt, New York Times, oder einem anderen großen nationalen Medienunternehmen, werden wir höchstwahrscheinlich schon davon gehört haben.) Und vielen Dank an alle unsere Leser, die uns tolle Nachrichtentipps übermittelt haben. Wenn Sie nicht das Neueste erfahren haben Wissenswertes, Warum nicht nachsehen, was Sie verpasst haben?

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Arc of Blue Stars ein bleibendes Zeichen der zerfetzten Zwerggalaxie

Ein unauffälliger Bogen blauer Sterne, der sich über der ikonischen Galaxie Centaurus A erstreckt, repräsentiert die anhaltende Signatur einer Episode galaktischen Kannibalismus, die überraschend neu und astronomisch gesehen ziemlich nahe ist.

Mehrere komplementäre Beobachtungen des Blanco-Teleskops der National Science Foundation liefern überzeugende Beweise dafür, dass der massive Centaurus A vor nur 200-400 Millionen Jahren eine irreguläre Zwerggalaxie zerriss und verschluckte und einen Bogen junger Sterne mit einer Ausdehnung von mindestens 2.000 Lichtjahren hinterließ. Dieser Befund trägt zu neuen Beweisen bei, dass kleinere Galaxien einen bedeutenden Beitrag zur Bildung von galaktischen Halos leisten können, den äußeren Rändern von Galaxien, in denen Sternpopulationen spärlich sind.

Die Gezeitenkräfte der Hauptgalaxie verursachten einen Ausbruch von Sternentstehung innerhalb der einfallenden Galaxie, und was wir jetzt sehen, sind diese jungen Sterne, die sich entlang der Überreste der einfallenden Umlaufbahn verteilen.“ erklärt Eric Peng, ein Doktorand an der Johns Hopkins University in Baltimore. “Obwohl es in der komplexen Umgebung von Centaurus A wie ein sekundäres Merkmal erscheinen mag, ist dieser Gezeitenstrom ein wirklich scharfes Beispiel für den fortschreitenden Prozess der galaktischen Evolution.

Der Bogen war auf früheren fotografischen Platten des gewaltigen Mahlstroms um Centaurus A (auch bekannt als Cen A und NGC 5128) als ungewöhnliches Merkmal festgestellt worden. Peng und seine Mitarbeiter beschlossen jedoch, nach Hinweisen auf zwerggroße Fragmente in der Nähe der Galaxie zu suchen, indem sie die leistungsstarke Fähigkeit moderner digitaler Bildgebungsinstrumente nutzten, um feine Farbunterschiede zu messen. Dies ermöglichte es, den Bogen zu isolieren und dann sein jugendliches Alter und seine dynamische Geschichte aus unabhängigen Beweislinien zu bestimmen.

Das Blanco-4-Meter-Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in der Nähe von La Serena, Chile, hat Astronomen seit den frühen 1970er Jahren dabei geholfen, mehrere wichtige Einblicke in Cen A zu gewinnen, von der Existenz eines schwachen sichtbaren Lichtstrahls bis hin zu seinem komplexen Äußeren Schalenstruktur.

Peng und seine Mitarbeiter Holland Ford von Johns Hopkins, Ken Freeman von der Australian National University und Rick White vom Space Telescope Science Institute verwendeten das Blanco-Teleskop und seine NOAO Mosaic II-Kamera, um den stellaren Inhalt von Cen A über optische Karten in mehreren Farben zu untersuchen study Bänder. Diese Karten können dann gegeneinander gestapelt werden, um subtile Merkmale hervorzuheben.

Es war auffallend, wie sich dieses eine Bogenmerkmal wirklich abhob,„Peng sagt:“was uns stark nahelegte, dass es einen anderen Ursprung hatte als seine Umgebung.

Das weite Sichtfeld der Mosaic-Kamera auf dem Blanco passt hervorragend zum Hydra-CTIO-Spektrographen, der verwendet wurde, um zu bestätigen, dass ein repräsentativer Sternhaufen im Bild physikalisch mit dem blauen Bogen und Cen A verbunden ist, eher als ein Vordergrundhaufen in der Milchstraße zu sein.

Die spektroskopischen Daten ergaben für diesen Haufen ein Alter von etwa 350 Millionen Jahren. Eine weitere Analyse der Farbkarten ergab ein integriertes Alter für den Bach von etwa 200-400 Millionen Jahren, was mit einer separaten Schätzung für die Störung des Baches auf der Grundlage seiner physikalischen Dynamik übereinstimmt.

Wir vermuten, dass der Strom aus einem durch Gezeiten ausgelösten Ausbruch von Sternentstehung entstanden ist, der auftrat, als die Zwerggalaxie vor etwa 300 Millionen Jahren in Cen A fiel, was interessant ist, da es zu den in der Milchstraße und M31 beobachteten Beweisen beiträgt, dass galaktische Halos aufgebaut aus der Ansammlung von Zwergsatelliten,“ erklärt Peng. “Bei den meisten dieser Beispiele handelt es sich jedoch um ältere Sternpopulationen in gasarmen Zwerggalaxien, während die, die wir in Cen A beobachtet haben, junge Sterne enthält. Dies zeigt, dass auch jüngere, gasreiche Zwerge in nie klar gesehene Galaxien fallen.

The stars and star clusters from this tidal stream will eventually disperse into the main body of the galaxy, suggesting that the late infall of gas-rich dwarf galaxies plays an important a role in the build-up of stellar halos, Peng says. This process was likely much more common in the early universe.

This result demonstrates how wide-field CCD cameras are breaking new ground in areas recently dominated by photographic techniques—digital processing played a critical role in this discovery,” explains CTIO Staff Scientist Knut Olsen. “The arc of young stars in Cen A is the closest such feature that we are likely to see the in local universe, so it provides a natural means to study the formation of the stars and star clusters that populate galaxy halos today.

Located only 10 million light-years from Earth, Cen A is a peculiar-looking galaxy with an extremely dark and wide central dust lane. The combination of this lane and the galaxy’s exterior shell structure implies strongly to astronomers that it is the product of a violent merger between an elliptical galaxy and a smaller companion spiral galaxy.

The results from Peng, et al., have been accepted for publication in the December 2002 issue of the Astronomisches Journal.

Anmerkungen

CTIO is part of the National Optical Astronomy Observatory, Tucson, AZ, which is operated by the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), Inc., under a cooperative agreement with the National Science Foundation.