Stär

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen

De folgenden Artikel beschreift Stären am Universum. Aner Bedeitunge vum Wuert fënnt een ënner Stär (Homonymie).


De Stärekoup vun de Plejaden

Ënner engem Stär versteet een en Himmelskierper dee vu sech aus liicht, aus Plasma besteet, an deem seng Stralungsenergie duerch Kärfusioun bannen am Stär entsteet. Awer och déi kompakt Endstadie vun der Stärenentwécklung, wéi Neutronestären a wäiss Zwergen, ginn zu de Stäre gezielt, och wa se nëmmen duerch hir Reschtwäermt Stralung ofginn.

Fréier gouf de Begrëff Fixstär fir d'Ofgrenzung géintiwwer Wandelstäre gebraucht. Awer och d'Fixstäre bewege sech, wann och nëmme ganz lues, miessbar um Himmel. Sou wäerten an e puer dausend Joer déi haiteg Stärebiller net méi z'erkenne sinn.

Um ganzen Himmel sinn ongeféier 6.000 Stäre mat bloussem A z'erkennen. Den Ubleck vun deenen anscheinend strukturlose Punkten um Himmel ka liicht doriwwer ewech täuschen, datt d'Stären net nëmmen duerch hir Distanz, mä och duerch déi immens Variatiounsbreete vun hiren Temperaturen, Liichtkraaft, Massendicht, Volumen a Prozesszäiten, Wäerter iwwerspanen, déi een duerchaus als astronomesch bezeechne kann. Sou kéint een déi baussenzeg Schichte vu roude Risestären no de Critèrë vun der ierdescher Technik als Vakuum bezeechnen, wougéint dat Bannenzegt vun Neutronestäre sou dicht ass, datt en Téiläffel dovun sou vill wéi e ganze Bierg weie géif. Genee sou ginn déi bedeelegt Temperature vun e puer dausend bis zu e puer Milliarde Kelvin. Nieft deenen extrem ënnerschiddlechen Erschéngungsforme vu Stäre gëtt et awer och dacks en zimlech grousse Räichtum u bannenzege Strukturen. Dësen Artikel kann dowéinst och nëmmen e graffen Iwwerbléck ginn an op Artikele weisen, déi méi wäit féieren.

Stären aus der Siicht vum Mënsch[änneren | Quelltext änneren]

Stärebiller a Stärebezeechnungen[änneren | Quelltext änneren]

D'Stären hunn an alle Kulturen eng wichteg Roll gespillt an déi mënschlech Imaginatioun ugereegt. Si goufen reliéis interpretéiert a fir Bestëmmung vum Kalenner a méi spéit och fir d'Orientéierung an d'Navigatioun benotzt. Déi an eisem Kulturkrees bekannte Stärebiller kommen zum Deel vun den Babylonier an aus dem griicheschen Antikitéit. Déi zwielef Stärebiller vum Déierekrees bilden d'Basis vun der Astrologie. Mä wéinst der Prezessioun sinn déi sichtbar Stärebiller haut par Rapport zu den astrologeschen Déierekreeszeechen ëm ongeféier een Zeeche verréckelt. Vill vun den haut bekannten Nimm wéi Algol, Deneb oder Regulus kommen aus dem Arabeschen oder dem Laténgeschen.

Ongeféier zanter 1600 huet d'Astronomie d'Stärebiller dozou benotzt fir den Objeten an deenen jeeweilegen Himmelsregiounen en Numm ze ginn. Ee bis haut nach wäit verbreete System zur Benennung vun den hellsten Stäre vun engem Stärebild geet op d'Stärekaarten vum däitschen Astronom Johannes Bayer zréck. D'Bayer-Bezeechnung vun engem Stär besteet aus engem griichesche Buschtaf virum Genitiv vum laténgeschen Numm vum Stärebild, an deem de Stär läit; sou ass also γ Lyrae den drëtthellste Stär am Stärebild Lyra. En ähnleche System gouf vum briteschen Astronom John Flamsteed agefouert: D'Flamsteed-Bezeechnung vun engem Stär besteet aus vir enger fortlafender Zuel an duerno erëm dem Genitiv vum latengeschen Numm vum Stärebild, wéi zum Beispill 13 Lyrae. D'Flamsteed-Bezeechnung gëtt dacks da gewielt, wann et fir e Stär keng Bayer-Bezeechnung gëtt. Déi meescht Stäre ginn awer nëmmen duerch hir Nummer an engem Stärekatalog identifizéiert.

Et gëtt eng Rei vu Firmen a souguer Observatoiren déi hire Clienten géint eng entspriechend Bezuelung ubidden fir e Stär no hinnen ze benennen. Dës Nimm ginn allerdéngs nëmme vun deene betreffende Firmen an hire Clienten unerkannt. D'International Astronomesch Unioun, déi offiziell fir Benennung vun de Stären zoustänneg ass, huet sech ganz däitlech vun dëser Praxis distanzéiert.

Verdeelung vun de Stären um Himmel[änneren | Quelltext änneren]

De Stär deen eis am noosten ass ass d'Sonn. Den nächste Fixstär am klassesche Sënn ass Proxima Centauri ongeféier 4,24 Liichtjoer vun eis. All Stären déi ee kann mat bloussem A erkennen kann gehéieren zu eiser Galaxis. Si schénge sech ronderem e Band um Himmel ze konzentréieren: d'Mëllechstrooss, déi de Plang vun eiser Galaxis markéiert.

D'Stäre sinn duerch hir enorm Distanz a Wierklechkeet däitlech méi kleng wéi déi Punkten déi mer gesinn. Souguer an deem beschten Teleskop erschénge se nëmmen als Punkten. D'Flackere vun de Stären, dat een heiansdo gesi kann, berout nëmmen op Turbulenzen an der Atmosphär vun der Äerd.

Stären als physikalesch Objeten am Universum[änneren | Quelltext änneren]

D'Astronomie huet an de leschten honnert Joer ëmmer méi dacks op Methode vun der Physik zréckgegraff. Sou berout e groussen Deel vun eisem Wëssen iwwer d'Stären op theoretesche Stäremodellen, deenen hir Qualitéit un der Iwwereestemmung mat den astronomeschen Beobachtungen gemooss gëtt. Emgekéiert ass d'Erfuerschung vun de Stären duerch déi enorm Zuel vu Phenomener an duerch d'Spanwäit vun de bedeelegte Parameter och fir déi physikalesch Grondlagefuerschung vu grousser Bedeitung.

D'raimlech Verdeelung an d'Dynamik vun de Stären[änneren | Quelltext änneren]

Bal all d'Stäre sinn a Galaxien. Galaxië bestinn aus e puer Millioune bis zu Honnerte vu Milliarde vu Stären a si sinn hirersäits a Galaxiëkéip gruppéiert. No Schätzunge vun Astronome gëtt et am ganze siichtbaren Universum ongeféier 100 Milliarde Galaxië mat ongeféier 70 Trilliarde (7 x 1022) Stären. Wéinst der Gravitatioun ëmkreesen d'Stären den Zentrum vun hirer Galaxis mat Vitessë vun e puer Dose km/s a brauchen typescherweis fir en Ëmlaf e puer honnertdausend Joer. Méi no zum Zentrum gëtt et allerdéngs däitlech méi kuerz Ëmlafzäiten. D'Stäre si bannent enger Galaxis net ganz gläichméisseg verdeelt, mä si bilden deelweis oppe Stärekéip wéi zum Beispill d'Pléiaden, op Däitsch och "Siebengestirn" genannt, oder Kugelstärekéip, déi am Halo vu Galaxië sinn. Do derbäi sti se am galakteschen Zentrum däitlech méi no beienee wéi an de Randberäicher.

Zoustandsgréisste vun de Stären[änneren | Quelltext änneren]

Faarwen-Hellegkeets-Diagramm, schematesch. Déi logarithmesch Hellegkeetsskala erstreckt sech iwwer méi wéi véier Zéngterpotenzen. Lénks ass de bloe a riets de roude Spektralberäich. Dat agezeechent Linnefeld markéiert Spektralklassen B0 bis M0 an Hellegkeetsklassen Ia bis V.

Stäre loosse sech mat wéinege Zoustandsgréissten bal vollstänneg charakteriséieren. Déi wichtegst nennt een fundamental Parameter. Dozou zielen

D'Uewerflächentemperatur, d'Schwéieraccelleratioun an d'Heefegkeet vun de chemeschen Elementer op der Stäreuewerfläch loossen sech aus dem Stärespektrum ermëttelen. Ass d'Distanz vun engem Stär bekannt, beispillsweis duerch d'Miessung vun senger Parallax, sou kann een d'Liichtkraaft iwwer d'visuell Magnitude berechnen, déi duerch Fotometrie gemooss gëtt. Aus dësen Informatiounen kënnen schliislech de Radius an d'Mass vum Stär bestëmmt ginn. D'Rotatiounsvitesse v um Equator kann net direkt berechent ginn, mä nëmmen d'projizéiert Komponente v\cdot \sin i mat der Inklinatioun i, déi d'Orientéierung vun der Rotatiounsachs beschreift.

Bal all Stäre loossen sech eendeiteg an eng Spektralklass an an eng Liichtkraftklass andeelen. Si falen bannenzeg vum Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) oder dem Faarwen-Hellegkeets-Diagramm a relativ kleng Beräicher, wou déi wichtegst d'Haaptrei ass. D'Taatsaach, datt sech bal all Stäre sou einfach andeele loossen, bedeit, datt d'Ausgesinn vun de Stäre vun nëmme relativ wéinege physikalesche Prinzipie bestëmmt gëtt.

Am Verlaf vu senger Entwécklung bewegt sech de Stär am Hertzsprung-Russell-Diagramm. Déi zoustänneg Bunn vun engem Stär an dësem Diagramm ass haaptsächlech duerch eng eenzeg Gréisst festgeluecht, nämlech sénger ufänglecher Mass. Dobäi bleiwen d'Stären déi meescht Zäit op der Haaptrei, an entwéckele sech am Spéitstadium zu Rout Risen an enden deelweis als Wäiss Zwergen. Dës Stadie ginn am Artikel iwwer d'Stärenentwécklung méi no beschriwwen.

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. D'Uewerflächentemperaturen vun den Haaptreiestären reeche vun ongeféier 2200 K bis 45.000 K, hir Masse vun 0,07 bis 120 Sonnemassen an hir Radien vun 0,1 bis 25 Sonneradien. Rout Rise sinn däitlech méi kaal a kënnen sou grouss ginn, datt déi komplett Äerdbunn an hir Plaz hätt, bei VY Canis Majoris souguer déi vum Saturn. Wäiss Zwerge hunn Temperaturen bis zu 100.000 K, sinn awer nëmme sou kleng wéi eis Äerd, obwuel hir Mass mat der Sonnemass ze vergläichen ass. D'Mass vun Haaptreiestäre kann duerch d'Mass-Liichtkraaft-Relatioun ofgeschat ginn.

D'Eegebewegung vun engem Stär schliesslech ass de Vitessevektor a Bezuch op d'Position vun der Sonn. Typesch Eegebewegungen leien tëscht 10 an 100 Kilometer pro Sekonn. Dat ass meeschtens och eng Eegeschaft vun der Stärenëmgéigend, d. h. Stäre si meeschtens a Rou an hirer eegener Ëmgéigend. Dat kënnt dohier, datt Stären a Gruppen aus grousse Gaswolleken entstinn. Duerch zoufälleg Prozesser, wéi beispillsweis Stärerendez-vousen an dichte Kugelstärekéip oder méiglech Supernova-Explosiounen an hirer Ëmgéigend, kënne Stären iwwerduerchschnëttlech Eegevitesse kréien (sougenannt runaway stars oder Hyperschnellleefer). Déi jeeweileg Vitesse geet awer ni iwwer Wäerter vu wéinegen honnert Kilometer pro Sekonn eraus. Déi éischt Entdeckung vu Stären déi duerch hir Eegebewegung d'Mëllechstroos verlooss haten, goufen an de leschte Jore gemaach. Momentan sinn eelef vun dëse Stäre bekannt, déi gréisstendeels no Begéignunge mat dem Schwaarze Lach am galakteschen Zentrum, hiren Impuls kritt haten.[1][2]

Literatur[änneren | Quelltext änneren]

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Commons: Stären – Biller, Videoen oder Audiodateien

Referenzen[änneren | Quelltext änneren]

  1. Norbert Przybilla et al.: HD 271791: An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy arXiv:0811.0576v1 [astro-ph],
  2. Brown et al.: MMT Hypervelocity Star Survey arXiv:0808.2469v2 [astro-ph]