Der Apex ist der Punkt am Sternenhimmel,
auf den unsere Sonne mit ihren Planeten mit 20 km/s relativ zu den
Nachbarsternen
zu rast. Er liegt südwestlich des Sterns Vega.
B-Stern
Sonnen (= Sterne) mit Oberflächentemperaturen zwischen 10'000
und 28'000 Kelvin und einem Farbindex zwischen 0.0 und - 0.31 werden als B-Sterne bezeichnet. Beispiel: Spika. Diese Sonnen sind leuchtkräftiger aber auch kurzlebiger als unsere Sonne. Siehe auch unter
HRD.
Barnards Pfeilstern
Es handelt sich dabei um den Stern mit der
schnellsten Eigenbewegung am Himmel. Sie beträgt etwa 10" pro Jahr. Die rote
M5 Zwergsonne
in 5.9 Lichtjahren Entfernung ist nach dem alpha Centauri System und vor Wolf 359 der zweitnächste Stern. Auch Amateurastronomen können auf selbstgemachten Sternfeldaufnahmen die Eigenbewegung verfolgen.
Bedeckungsveränderlicher
Als Bedeckungsveränderlicher wird ein Stern bezeichnet, der periodische Lichtschwankungen aufweist, die dadurch erklärt werden, dass zwei Sonnen einander in engem Abstand umkreisen und sich von der Erde aus gesehen während einer Umlaufperiode wechselseitig bedecken.
Bolometrische Helligkeit
Sie beschreibt die auf das ganze Spektrum bezogene Helligkeit eines Sterns.
Brauner Zwerg
Braune Zwerge sind Objekte, die schwerer als 10x die Masse des Jupiters = 1% der Sonnenmasse sind und zu leicht sind, um in ihrem inneren Kernfusionsreaktionen zu unterhalten. Die braunen Zwerge sind somit leichter als 8% der Masse der Sonne.
CNO-Zyklus
Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in Sonnen, die etwas mehr Masse als unsere Sonne haben, läuft katalytisch mit Hilfe von Kohlenstoffkernen.
Der Zyklus im Detail:
Damit ist der Kohlenstoffkern, mit dem der Zyklus begann, wieder hergestellt und ein neuer Heliumkern kann aufgebaut werden. Dabei wird wie bei der pp-Kette etwa 600 TJ (Tera Joule) pro kg Wasserstoff freigesetzt. Ein 1 GW Kraftwerk muss dafür eine
Woche arbeiten.
Cepheiden
und W Virginis Sterne
Die Cepheiden sind pulsierend veränderliche Sterne. Sie zeichnen
sich durch grosse absolute Leuchtkraft, durch den regelmässigen Lichtwechsel mit Perioden von 1 bis 50 Tagen und einer Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft aus. Es handelt sich dabei um Sterne des Spektraltyps von F bis G5. Sie liegen im HRD im Bereich der Riesen weit oberhalb der Hauptreihe. Man unterscheidet zwei Klassen:
a) die klassischen Cepheiden erfüllen folgende Beziehung zwischen Periode P und absoluter visueller Helligkeit: Mv = -1.4 - 2.8 log P.
b) Die II Cepheiden oder W Virginis Sterne finden sich unter anderem in Kugelsternhaufen. Ihre Beziehung zwischen absoluter visueller Helligkeit und Periode lautet: Mv = -0.1 - 1.6 log P.
Da sie von sehr grosser Leuchtkraft sind, können sie auch in fernen Galaxien beobachtet werden. Mit Hilfe der Periode-Leuchtkraft-Beziehung kann ihre wahre Helligkeit bestimmt werden und somit ihre Entfernung.
Chandrasekhar-Grenze
Weisse Zwerge besitzen wegen
der Entartung des Elektronengases die merkwürdige Eigenschaft, dass ihr Durchmesser mit zunehmender Masse abnimmt. Zudem sagt die Theorie der Weissen Zwerge, an der Chandrasekhar massgeblich beteiligt war, bereits für eine Masse von 1.44 Sonnenmassen einen Radius von null Kilometer voraus. Das heisst, dass Weisse Zwerge, die gleich schwer oder schwerer als diese Chandrasekharsche Grenzmasse sind, kollabieren müssen, bis ein
Neutronenstern entstanden ist. Die Bildung des Neutronensterns verhindert den Kollaps zum schwarzen Loch
gerade noch knapp.
Drake-Formel
Die sogenannte Drake-Formel dient zur Abschätzung der Häufigkeit von
Leben in der Milchstrasse.
Dazu gibt es eine eigene Seite: hier.
Emissionsnebel
Emissionsnebel sind leuchtende Gasnebel im Raum zwischen den Sternen. Sie weisen Emissionslinien im sichtbaren und infraroten Licht auf. Neben den klassischen Emissionsnebeln (HII-Gebiete) gehören auch Planetarische Nebel, Hüllen um Wolf-Rayet-Sterne, Novae und Supernovae in diese Klasse.
Hauptreihe
Im Farben-Helligkeits-Diagramm repräsentiert eine von links oben (heiss, leuchtkräftig) nach rechts unten (kühl, leuchtschwach) verlaufende Kurve die grosse Mehrheit aller Sonnen. Diese sogenannten Hauptreihe-Sterne oder Zwergsterne sind in einem Zustand stabiler Energieproduktion durch
Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Unsere Sonne ist ein solcher Hauptreihenstern. Siehe auch
HRD, Aufsatz HRD.
Hayashi-Linie
Im (theoretischen) Farben-Helligkeits-Diagramm sind
Sterne
aller Massen, die kühler als ca. 3000 K sind, hydrostatisch nicht stabil. Damit können stabile, d.h. weder sich ausdehnende noch zusammenziehende Sterne nur links von dieser (mehr oder weniger) senkrecht verlaufenden nach C. Hayashi benannten Linie existieren. Siehe auch
HRD
Helmholtz-Kelvin-Zeit
Unter der Helmholtz-Kelvin-Zeit versteht man jene Zeitdauer, während der entstehende Stern seine abgestrahlte Energie aus der Verringerung des Gravitationspotentials (durch Zusammenziehen) deckt.
Herbig Ae und Be Sterne
Es handelt sich um Sterne des Spektraltyps A und B. Das e steht für im Spektrum dieser Sterne auftretende Emissionslinien. Im Unterschied zu normalen A und B Hauptreihensterne zeigen die Herbig Ae und Be Sterne einen Überschuss an Infrarotstrahlung (Infrarot Exzess). Sie sind oberhalb der Hauptreihe plaziert und zeigen oftmals irreguläre Helligkeitsvariationen. Sie liegen an dem Ort im HRD, wo sich sehr junge Sterne von 2 bis 9 Sonnenmassen aufhalten.
Herbig-Haro-Objekte
Die Herbig-Haro-Objekte sind kleine Emissionsnebel. Sie liegen in dichten Staubwolken in der Nähe von T-Tauri-Sternen. Man nimmt an, dass diese Nebel durch den Sternwind des T-Tauri-Sterns verursachte Schockwellen geheizt wird.
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm werden die Sterne
nach Spektraltyp (x-Achse) und
Leuchtkraft
(y-Achse) eingetragen. Man kann auch die Leuchtkraft in Abhängigkeit der effektive Photosphärentemperatur
auftragen. Im HRD liegen die meisten Sterne auf der in etwa von links oben nach rechts unten verlaufenden Hauptreihe. Für
diese Sterne gilt: höhere Temperatur entspricht grösserer Leuchtkraft. Neben der Hauptreihe, auch Leuchtkaftklasse V (fünf) genannt, gibt es noch die Unterriesen (Leuchtkraftklasse IV), die Riesen (Leuchtkaftklasse III), die auf einer von der Mitte leicht nach rechts oben verlaufenden Linie liegen, und die Überriesen (II und I) am oberen Rand. In der linken unteren Ecke liegen die Weissen Zwerge.
--> MEHR
Jeansmasse und Jeanslänge
Die minimale Masse die eine Gaswolke der Temperatur T (in K) und der Dichte d haben muss, ergibt sich aus dem Virialsatz und ergibt M = 2.1e19 x sqrt(T * T * T)/d. Dies wird die Jeans Masse der entsprechenden Wolke genannt. Beispiel für T=20K und 5e-16 kg/m3 ergibt sich 35 Sonnenmassen. Bei extrem kalten Molekülwolken T=10 K reichen 0.4 Sonnenmassen bei gleicher Dichte. Die Wolke wäre dann 0.15 Lichtjahre gross. Den Durchmesser der die Jeans Masse umschliessenden Kugel nennt man die Jeanslänge. Dichteschwankungen unterhalb der Jeanslänge einer Molekülwolke sind instabil und lösen sich auf, wenn sie nicht durch äussere Kräfte (Magnetfelder, Strahlungsdruck) aufrecht erhalten werden.
Kugelsternhaufen
M13.GIF,
TXT.
Unter einem Kugelsternhaufen versteht man eine kugelförmige Ansammlung von hunderttausend bis mehrere Millionen Sternen. Der Durchmesser eines solchen Kugelsternhaufens kann bis zu 500 Lichtjahre erreichen. Die Kugelsternhaufen zählen zu den ältesten Gebilden in der
Milchstrasse.
Sie sind vor zehn oder mehr Milliarden Jahren entstanden als die Milchstrasse noch nicht die Form eines Diskus hatte. Deshalb umgeben die Kugelsternhaufen die Milchstrasse mehr oder weniger sphärisch. Der im Bild gezeigte Kugelsternhaufen im Herkules M13
ist ein typischer Vertreter seiner Klasse. In sehr klaren Gebirgsnächten kann man ihn als verschwommenes Flecklein sogar von blossem Auge erkennen, obwohl er 20'000 Lichtjahre entfernt ist.
Leuchtkraft
Als Leuchtkraft wird der Gesamtbetrag an abgestrahlter Leistung bezeichnet.
Für elektromagnetische
Strahlung kann auch der Begriff "absolute bolometrische Helligkeit" verwendet werden. Es ist aber zu beachten, dass die
Sterne
ein Teil ihrer Leistung nicht in Form von
EM-Strahlung
abstrahlen. Die Leuchtkraft von Sternen wird gerne im Vergleich zur Sonne angegeben, es gilt 1 Sonnenleuchtkraft = 3.826E+26 Watt = 383 Billionen Terawatt, wobei ein Terawatt eine Million Megawatt sind. Für Schweizer Bankiers: Die Sonne produziert pro Sekunde Energie im Wert von 10 Millionen Billionen Franken (bei einem Preis von 0.1 Fr. pro kWh).
Leuchtkraftklasse
Unterscheidung verschiedener Klassen von Sternen desselben Spektraltyps, aber verschiedener Leuchtkraft ( siehe HRD).
Lichtjahr
Das Lichtjahr ist die STRECKE (kein Zeitmass!), die das Licht im Vakuum in einem Jahr zurücklegt. Sie beträgt auf das siderische Jahr bezogen:
9'460'895'200'000 km oder 63'240 mal die Distanz Sonne - Erde. Die nächste
Sonne, Proxima Centauri, ist 4.3 Lichtjahre von uns entfernt. Siehe auch
Lichtgeschwindigkeit,
parsec.
Magnetische Veränderliche
(alpha2 Canum Venaticorum-Sterne)
Magnetisch veränderliche Sterne zeigen eine geringfügige
periodische Schwankung ihrer Helligkeit, die mit einer Änderung der Magnetfeldstärke einhergeht. Dies wird vor allem bei A0 bis A5 Sternen beobachtet.
Masse-Leuchtkraft-Beziehung
Für den Hauptreihenstern im Gleichgewicht gilt in grober Näherung, dass seine Leuchtkraft proportional zur dritten Potenz seiner Masse ist. Siehe auch unter HRD.
Mira-Sterne
Die nach Mira benannten pulsierend veränderlichen Sterne sind
rote Riesen, die ihre Leuchtkraft mit einer Periode von ca. 100 bis 1000 Tagen um einen Faktor 10 - 200 ändern können. Mira selbst ändert im Laufe von 11 Monaten ihre scheinbare Helligkeit von ca. 3.-4. Grösse (von blossem Auge gut zu sehen) nach 9.Grösse (Amateurteleskop notwendig) und wieder zurück.
Nachbar im Weltraum
Wer ist unser Nachbar im Weltraum? Je nach Blickwinkel ist die Antwort etwas anders:
Der nächste natürliche Himmelskörper ist der Mond.
Welches der nächst gelegene Planet ist, hängt vom Zeitpunkt
der Fragestellung ab. Die Antwort kann Merkur, Venus oder Mars heissen. Wobei uns die Venus mit (40 Mio km) etwas näher kommen kann als der Mars (55 Mio km ).
Das nächste Planeten- oder
Sonnensystem
(im allgemeinen Sinn) ist das 4.2 Lichtjahre
entfernte Proxima Centauri System, eine rote Zwergsonne, die 10'000x schwächer ist als unsere Sonne. Diese M-Sonne
ist unsere Nachbarsonne. Sie wird möglicherweise von einem braunen Zwerg umkreist. Kleinere Planeten wird man in näherer Zukunft nachweisen können. Das nächste System mit Sonnen, die mit unserer vergleichbar sind, ist das nur um 0.1 Lichtjahre weiter als Proxima entfernte alpha Centauri System.
Es besteht aus einer G-Sonne, etwa so gross wie die unsere, die von einer etwas schwächeren K-Sonne in etwa Saturn-Uranus Entfernung umkreist wird. Hinweise auf Planeten hat man hier noch keine gefunden.
Die nächste in Grösse mit der Milchstrasse vergleichbare
Galaxie
ist der Andromeda-Nebel (M31).
Neutronenstern
Ein Neutronenstern ist ein Objekt mit mehr als der Masse der Sonne aber nur ca. 30 km im Durchmesser. Die dabei erreichten
Dichten liegen bei mehreren 100 Billarden kg/m3. Sie ist vergleichbar mit der Dichte, wie sie in Atomkernen herrscht. Die
Fluchtgeschwindigkeit
an der Oberfläche des Neutronensterns erreicht die halbe
Lichtgeschwindigkeit.
Bei einem Neutronenstern von etwa der Sonnenmasse und einem Radius von 16 km zeigt sich folgender Aufbau:
15 - 16 km: Die oberste Schicht besteht aus entarteter Materie wie beim Weissen Zwerg mit einem Anstieg der Dichten von 10 Mio bis 400 Billionen kg/m3. Sie besteht oben aus Eisenkernen, weiter unten auch aus neutronenreichern Kernen (z.B. Gold, Blei, Uran..).
11 - 15 km: Innere Kruste, die neutronenreichen Kerne lösen sich auf und es treten vermehrt freie Neutronen auf, die im sie umgebenden relativistisch entarteten Elektronengas nicht zerfallen können.
In 11 km Distanz vom Mittelpunkt bei einer Dichte von 200 Billarden kg/m3 wird der Zustand einer stark inkompressiblen Neutronenflüssigkeit mit einer kleinen Beimengung von Protonen und
Elektronen erreicht.
Gegen das Zentrum hin erreicht die Dichte 400 Billiarden kg/m3. Möglicherweise lösen sich die Neutronen auf und es kommen subnukleare Teilchen wie Quarks frei vor.
Wie beim Weissen Zwerg nimmt der Durchmesser mit zunehmender Masse ab und es gibt eine zu der
Chandrasekharschen
Grenzmasse analoge Grenzmasse für Neutronensterne, die sog. Oppenheimer-Volkoff Grenze. Sie ist schwer zu berechnen, soll aber höchstens 3 Sonnenmassen betragen. Neutronensterne schwerer als 3 Sonnenmassen kollabieren somit zu einem
schwarzen Loch.
Nova
In einem Doppelsternsystem gelangt Wasserstoff von einer Sonne, die ihre Roche-Fläche etwas mehr als ausfüllt, auf einen weissen
Zwerg. Das Wasserstoffgas sammelt sich auf dem sonst wasserstofflosen weissen Zwerg an, bis explosionsartig Wassersoffbrennen (Kernfusion) einsetzt. Dadurch wird die angesammelte Hülle in einer gewaltigen Explosion abgestossen. Die Helligkeit des Sterns nimmt über 1 bis 100 Tage um 7 bis 16
Grössenklassen zu. Nach einem kurzen Maximum fällt die Helligkeit im Laufe einiger
Jahre wieder auf den ursprünglichen Wert zurück.
Offene Sternhaufen
Nachdem eine grosse interstellare Molekül- und Staubwolke
von gegen 10-100 Lichtjahren Ausdehnung zu Sternen kondensiert ist, bleibt als Ergebnis dieser Sternentstehung eine unregelmässige Ansammlung von Sternen, die als offener Sternhaufen bezeichnet wird. Er umfasst ein paar hundert Mitglieder. Beispiel: Die Pleyaden.
Parallaxe
Es handelt sich um die scheinbare Ortsveränderung eines Gegenstandes gegenüber einem weit entfernten Hintergrund bei einer wirklichen Ortsveränderung des Beobachters (z. B. Sprung des Daumens, wenn man die Augen abwechslungsweise zukneifft). Die jährliche Bewegung der Erde ist eine so grosse Positionsänderung, dass selbst die
Sterne eine messbare Parallaxe zeigen. Dies ist nach wie vor die zuverlässigste, weil direkteste Methode der Entfernungsbestimmung von Sternen.
Parsec
(Parallaxensekunde)
Die Distanz in der ein Stern eine Parallaxe von 1" hat, heisst parsec (Parallaxensekunde). Sie entspricht 3.2616 Lichtjahren oder 30.86 Billionen km. Anders ausgedrückt sieht man aus einer Entfernung von einem Parsec den Erdbahnradius unter einem Winkel von 1".
Pekuliarbewegung
Die Pekuliarbewegung ist die Eigenbewegung der Sterne gegenüber dem Mittelwert der Sonnenumgebung. Beispielsweise bewegt sich die Sonne mit dem Planetensystem mit 20 km/s auf den Punkt 18h04m, 30 Grad Nord zu. Dieser Punkt liegt an der Grenze vom Sternbild Herkules zur Leier.
Planetarischer Nebel
Planetarischer Nebel M27.
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Der Begriff ist historisch entstanden, da viele kleinere planetarische Nebel im Fernrohr dem Anblick eines fahl leuchtenden Planetenscheibchens etwas gleichen. Deshalb hat der Begriff nichts mit Planeten zu tun. Am Ende seines Lebens im Stadium des roten Riesen stösst ein Stern wie z.B. unsere Sonne einen Teil seiner Masse als sich ausdehnende Gashülle ab. Im Innern bleibt ein heisser (100'000 Grad) Weisser Zwerg zurück. Dieser lässt die Gasblase durch sein ultraviolettes Licht fluoreszieren. Die Gashülle leuchtet in einzelnen Emissionslinien, im sichtbaren Licht sind das H-Alpha,
H-Beta und eine Linie des zweifach ionisierten Sauerstoffatoms.
Planetenentstehung
Das Planetensystem entstand vor 4.55 Milliarden Jahren aus einer Gas und Staubscheibe, die die noch sehr junge Sonne umgab.
Mehr dazu in einem ausfuehrlichen Aufsatz (HIER).
Planetesimal
Während der Entstehung der Sonne bildete sich eine flache Gas-
und Staubscheibe um die Sonne. Aus dieser Scheibe kondensierten immer grössere Teichen. Durch sanfte Kollisionen bildeten sich aus den Teilchen grössere Brocken, die sogenannten Planetesimale, aus denen wiederum durch Kollisionen untereinander und dem Aufsammeln weiterer Teilchen und Gas schliesslich planetengrosse Körper entstanden.
Polarstern
Damit ist der Stern Alpha-UMi gemeint. Er steht in unserem Zeitalter zufällig nahe am Himmelsnordpol. Er ist aber keinesfalls mit diesem gedachten Koordinatenpunkt an der Himmelskugel gleichzusetzen. Doch kann man mit seiner Hilfe die Nordrichtung etwa auf 1° genau finden.
Proper Motion
(Eigenbewegung)
Dieser Fachbegriff aus dem Englischen bedeutet die auf die Himmelskugel projizierte Eigenbewegung eines Sterns relativ zum Zentrum des Sonnensystems. In den Sternatlanten wird sie üblicherweise als Änderung der Koordinaten pro Jahr oder Jahrhundert angegeben. Die schnellste Eigenbewegung beträgt 10 Bogensekunden pro Jahr.
Proton-Proton-Kette
(Kernfusion)
Die Sonne erhält ihre Energie durch Kernfusion via Proton-Proton-Kette
(pp-Kette). Vier Kerne des leichten Wasserstoffs (
Protonen)
verschmelzen zu einem
Helium-4
Atomkern, bestehend aus 2 Protonen und zwei Neutronen. Wegen der enormen elektrischen Abstossung zwischen den Atomkernen kann die Kernfusion nur bei hohen (Millionen Grad) Temperaturen stattfinden.
Die erste Stufe der Proton-Proton-Kette ist auch die schwierigste. Zwei Protonen sollen ein Deuteron aufbauen. Unter den Bedingungen im Sonneninneren muss ein bestimmtes Proton 10 Milliarden Jahre lang mit anderen Protonen zusammenstossen bis die Reaktion
eintritt, wobei das Neutrino mit 0.263 MeV Energie aus der Sonne ungehindert entkommt. Die Lebensdauer des entstandenen Deuterons beträgt im Mittel nur wenige Sekunden bis es in der Reaktion
verbraucht wird. Der Helium 3 Kern besteht aus 2 Protonen und einem Neutron. Nun dauert es im Schnitt eine Million Jahre bis unser Helium 3 Kern über
Helium-3 + Helium-3 = Helium-4 + zwei Protonen + 12.859 MeV Energie
mit einem seiner Kollegen reagiert. Es stehen der Sonne also nach Abzug der von den beiden Neutrinos nutzlos wegtransportierten Energie 26.21 MeV Energie pro erzeugten He-Kern zur Verfügung. Umgerechnet kann die Sonne somit aus 1 kg Wasserstoff 632 Terajoule Energie erhalten. Um mit 3.826E26 Watt leuchten zu können, muss sie pro Sekunde 600 Megatonnen Wasserstoff in Helium umwandeln.
1967 entdeckte man am Himmel eine Radioquelle, deren Radiostrahlung aus einzelnen Pulsen von 0.3 Sekunden Dauer besteht, die mit einer atomuhrgenau eingehaltenen Periode von 1.3 Sekunden unabhängig von der Wellenlänge aufeinanderfolgen. Heute weiss man, dass es sich dabei um einen Neutronensterne handelte. Inzwischen kennt man viele dieser Pulsare. Ihre Perioden reichen von Millisekunden bis ein paar Sekunden.
Im extrem starken, mit dem Neutronenstern rotierenden Magnetfeld, das z.B. 100 Mio. Tesla stark sein kann, werden Elektronen auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt. Die Elektronen senden Synchrotronstrahlung in eine bestimmte Richtung aus. Dadurch entsteht an jedem Magnetpol ein Strahlungskegel. Wenn der Magnetpol nicht mit dem Rotationspol zusammenfällt, dreht der Strahlungskegel wie der Scheinwerfer eines Leuchtturm. Wenn der Strahl über die Erde streicht, sehen wir den Pulsar aufblitzen. Siehe auch unter Neutronenstern.
RR-Lyrae
RR-Lyrae ist der Prototyp einer Klasse von pulsierend veränderlichen Sternen. Die RR Lyrae Sterne zeigen ein periodischen Leuchtkraftwechsel von ca. einem Faktor 2 bis 3 mit einer Periode von Stunden bis einem Tag. Es handelt sich dabei um Sterne des Spektraltyps A seltener F. Sie liegen im HRD etwas oberhalb der Hauptreihe.
RV-Tauri-Sterne
Die nach RV-Tauri benannten Sterne sind pulsierende Veränderliche, deren Lichtkurven einen regelmässigen Wechsel von flachen und tiefen Minima aufweisen. Die Periode liegt im Bereich weniger Monate. Es handelt sich um Überriesen der Spektraltypen G5 bis K5.
Reflexionsnebel
Besonders interstellarer Staub kann das Licht naher, heller Sterne streuen. Beispielsweise gibt es in den Pleyaden noch Reststaub, der im Licht der hellen, jungen Sterne scheint.
Roche-Fläche
Wir betrachten ein enges Doppelsternsystem. Die Oberflächen der
beiden Sonnen werden sich so verformen, dass die Summe der Gravitationskräfte und Zentrifugalkräfte überall senkrecht zur Oberfläche steht. Die Sterne verformen sich länglich gegeneinander hin. Dehnt sich einer bis zum Librationspunkt L1 aus, so füllt er die sogenannte kritische Roche-Fläche aus und man spricht von einem halb getrennten System. Falls beide die kritische Roche-Fläche ausfüllen liegt ein Kontaktsystem vor. Dehnt sich die eine Sonne darüber hinaus aus, so kann Materie zum Partner fliessen. Wenn keine extrem starken Magnetfelder im Spiel sind, die das Material direkt zu einem Magnetpol lenken, bildet sich eine Akkretionsscheibe. Das System ist zum kataklysmischen veränderlichen mit starker oft unregelmässig oder quasiperiodisch flackernder Röntgenstrahlung geworden.
Rotationsverbreiterung
Es handelt sich dabei um eine Verbreiterung der
Spektrallinien
durch die Eigenrotation des Sterns. Da bei Einzelsternen wegen der begrenzten Auflösung der Teleskope immer die gesamte Oberfläche auf einmal beobachtet wird, tragen Teile positiver und negativer Dopplerverschiebung gleich viel zum Spektrum bei. Mit der Hilfe dieses Effekts kann ausgesagt werden, dass in der Regel blaue (=heisse) Sterne schneller rotieren als rote (=kühlere) Sterne (gilt für die Hauptreihe im HRD).
Rötung
Genau wie die Sonne beim Sonnenuntergang wird auch das Sternenlicht durch interstellares Gas und Staub gerötet. Die Linien im Spektrum der Sterne werden aber dadurch nicht verschoben. Dieser Effekt hat nichts mit dem Dopplereffekt oder mit der kosmischen Rotverschiebung zu tun.
Schwarzes Loch
Schon im letzten Jahrhundert wurde bemerkt, dass sehr dichte Körper eine Fluchtgeschwindigkeit haben könnten, die die
Lichtgeschwindigkeit
übersteigt. Da deshalb das Licht nicht entkommen kann, erscheint dieser Himmelskörper wie ein schwarzes Loch im Weltraum. Doch die moderne Wissenschaft zeigt, dass die schwarzen Löcher noch ungewöhnlicher sind als es die einfache Überlegung mit der Fluchtgeschwindigkeit vermuten lässt und dass es sie tatsächlich gibt.
Im Aufsatz Relativität gibt es
mehr dazu.
Spektralklassifikation
Man versteht unter Spektralklassifikation die Unterscheidung verschiedener Sterntypen nach den Eigenschaften ihres Spektrums. Siehe auch unter
HRD.
Stern
In der Alltagssprache werden alle natürlichen von blossem
Auge punktförmig erscheinenden Lichtquellen am Himmel als Sterne bezeichnet. Doch ist der Begriff Stern in der Astronomie für fremde Sonnen reserviert. Damit ist auch eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie ausgedrückt, nämlich dass fast alle diese Lichter am Nachthimmel weit entfernte Sonnen sind.
Stroemgrenradius
Das kugelförmige Volumen, in welchem ein Stern den Wasserstoff zu ionisieren vermag, nennt man das Strömgrenvolumen. Der Radius dieser Kugel wird Strömgrenradius genannt. Er hängt im wesentlichen von der Dichte des Wasserstoffs, der Temperatur und der Leuchtkraft des Sterns ab. Da nur Photonen im UV mit Wellenlängen kürzer als 92 nm den Wasserstoff zu ionisieren vermögen, muss der Stern sehr heiss (>20'000 K) sein, damit ein nennenswerter Teil seiner Energie im mittleren und fernen UV abgestrahlt wird. Ein O5 Stern mit 48'000 K Oberflächentemperatur kann über 300 Lichtjahre um sich herum ionisieren, im Bereich der B5-Sterne (20'000 K) sinkt der Strömgrenradius unter ein Lichtjahr. Noch kühlere Sterne haben kaum noch ionisierenden Einfluss auf den Wasserstoff ihrer Umgebung.
Supernova
Eine Supernova ist die Explosion eines Sterns. Dabei kann dieser Stern für ein paar Tage bis Wochen die Gesamthelligkeit seiner Galaxie übertreffen. Man unterscheidet in Typ I und II. Bei Typ I handelt es sich um einen
Weissen Zwerg, der durch plötzlich einsetzende Kohlenstoffusion explodiert. Typ II betrifft
massenreiche Sterne.
Dort wird die Detonation durch den Gravitationskollaps des nach dem Siliziumbrennen im Innern entstandenen Eisens zu einem
Neutronenstern verursacht.
T-Assoziation
Eine T-Assoziation ist eine Gruppe von 10 - 400 T-Tauri Sternen
Sie treten immer in Zusammenhang mit Sternenstehungsgebieten auf.
T-Tauri-Stern
Sehr junger Stern, welcher sich durch heftige Materie-Auswürfe
bemerkbar macht.
Temperatur
Zur Temperatur der Sterne siehe auch HRD.
Es wird zwischen den folgenden Temperaturbegriffen unterschieden:
Die effektive Temperatur wird über das Stefan-Boltzmann-Gesetz definiert. Es wird also nur die Grösse und die Strahlungsleistung betrachtet und daraus die Temperatur abgeleitet. Diese wird vereinfachend auch als Oberflächentemperatur bezeichnet. Die Farbtemperatur eines Stern ist die Temperatur eines schwarzen Körpers, der Licht mit der gleichen spektralen Intensitätsverteilung wie der Stern aussendet. Dabei wird meist nur ein mehr oder weniger eng begrenztes Wellenlängenband betrachtet, so dass die Farbtemperatur der Sonne im sichtbaren bei ca. 6000 K liegt, im fernen Infrarot bei 100 Mikrometern Wellenlänge nur 4700 K beträgt. Die kinetische Temperatur wird über die Bewegung der Gasatome nach der kinetischen Gastheorie definiert. Es gilt 3kT = m*v*v. k = Boltzmannkonstante, m*v*v mittlere kinetische Energie der Teilchen und T ist die (kinetische) Temperatur.
UBV-System
Das Verhältnis der Helligkeit zweier Sterne zueinander variiert
in der Regel mit der Farbe. Schon von blossen Auge kann man erkennen, dass manche Sterne leicht rötlich sind, während andere bläulich leuchten. Um diesen Sachverhalt quantitativ zu erfassen wurde das UBV-System eingeführt. Dabei wird das Licht eines Sterns durch drei Farbfilter gemessen:
U: (für UV) Bei 365 nm Lichtwellenlänge. Gefiltert wird mit 2mm dickem Schott UG2 Farbglas, wenn auf eine blauempfindliche Fotoplatte belichtet wird oder wenn mit einem Photomultiplier und Kathode S4 an einem Spiegelteleskop gemessen wird.
B: Im blauen Licht bei 440 nm Wellenlänge. Als Farbfilter wird dann Schott GG13 2mm (ein farbiges Glas) verwendet, wenn eine blauempfindliche Fotoplatte verwendet wird. Wenn photoelektrisch (Photomultiplier Kathode S4) an einem Spiegelteleskop gemessen wird braucht man Schott BG1 (1mm) + GG13(2mm).
V: V steht für visuell, entsprechend 550 nm Wellenlänge. Für die Photoplatte wird der Glasfarbfilter Schott UG2 (2mm) verwendet. Der am Spiegelteleskop verwendete Photomultiplier braucht Schott GG11 (2mm).
Interpretation (grob): Ist der Wert V am grössten, so hat man einen kühlen Stern (< 10'000 Grad)) gemessen (z.B. die Sonne), sind alle gleich, so hat der Stern etwa 10000 Grad (Vega), überwiegt das Ultraviolett, so ist der Stern heiss (15'000 Grad und mehr) z.B. Rigel.
Siehe auch HRD.
Zwischen dem Bereich der Riesen und der
Hauptreihensterne
gibt es ein paar wenige Sonnen. Sie werden als Unterriesen bezeichnet.
Siehe auch unter HRD.
Veränderlichenparallaxe
Für gewisse Typen Veränderlicher (RR-Lyrae-, Delta-Cephei,
W-Virginis) existiert eine sehr genau definierte Beziehung zwischen der Periode ihres Lichtwechsels und ihrer absoluten Helligkeit. Da die scheinbare Helligkeit messbar und die tatsächliche Leuchtkraft berechenbar ist, kann man so auf die Distanz schliessen.
Veränderlicher
Ein Stern, der seine Helligkeit periodisch oder aperiodisch ändert,
heisst veränderlicher Stern.
Vorhauptreihenstern
Es handelt sich dabei um einen Stern , der
gerade aus einer interstellaren Gaswolke entsteht. Er befindet sich noch nicht im Gleichgewicht und bewegt sich im HRD
von links nach rechts. Zuerst nimmt seine Leuchtkraft ab um dann wieder anzusteigen. Der Vorhauptreihestern bezieht seine Energie durch Zusammenziehen aus der Schwerkraft. Erst kurz vor Erreichen der Hauptreihe zündet die Kernfusion im Inneren.
Weisser Zwerg
Alter, dichter (100 Mio bis 1 Mia. kg/m3)
Sternrest,
der aus dem Kollaps eines Sternkerns hervorgegangen ist, nachdem dessen
Brennstoffe Wasserstoff und Helium aufgebraucht waren. Ein Weisser Zwerg mit der Masse der Sonne ist etwa
so gross wie die Erde.
Wolf-Rayet-Sterne
Die Wolf-Rayet-Sterne gehören zu den leuchtkräftigsten Sonnen, die das Weltall zu bieten hat. Bei einer Masse vom 20- bis 50-Fachen der Sonnenmasse erreichen sie bis zu einer Million mal die Leuchtkraft der Sonne. Im HRD befinden sie sich in der oberen linken Ecke. Von der Strahlungsteperatur (25'000 K - 50'000 K) wären sie dem Bereich der O Sterne zuzuordnen, doch weist ihr Spektrum infolge eines starken Sternwinds Besonderheiten (breite Emissionslinien) auf, die sie zu einer Klasse für sich machen. Oftmals sind sie von einem Emissionsnebel und/oder Reflexionsnebel umgeben. Wolf-Rayet-Sterne stellen ein Spätstadium in der Entwicklung mancher massenreicher Sterne dar. Stände ein Wolf-Rayet-Stern an der Stelle unserer Sonne, so würde er mit einem Gigawatt (=1 grosses Kernkraftwerk) pro Quadratmeter auf die Erde scheinen. Beispiel: Gamma- Velorum, ein 2 m heller O7 Stern.
Zentralregion der Milchstrasse
Die Zentralregion der Milchstrasse hat die Gestalt einer abgeplatteten Kugel von etwa 15'000 Lichtjahren Radius. Sie enthält Sterne, am Rand auch Sternhaufen und interstellare Materie, die in der Form konzentrischer Ringe angeordnet ist.
Zweifarben-Diagramm
Darstellung der Helligkeitsmessungen nach dem
UBV-System. Es wird dabei die Differenz der Helligkeiten U - B als Funktion der Helligkeiten B - V dargestellt. Es stellt die Vorstufe zum HRD dar.
M13.GIF,
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Planetarischer Nebel M27.
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