Wikipedia, déi fräi Enzyklopedie

Stär

Himmelskierper
Dësen Artikel beschäftegt sech mat de Stären um Himmel. Fir aner Bedeitungen, kuckt wgl. Stär (Homonymie).

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.

De Stärekoup vun de Plejaden

Fréier gouf de Begrëff Fixstär fir d'Ofgrenzung géintiwwer Wandelstäre gebraucht. Awer och d'Fixstäre beweege 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 Krittäre vun der ierdescher Technik als Vakuum bezeechnen, wougéint dat Bannenzegt vun Neutronestäre sou dicht ass, datt en Téiläffel dovu sou vill wéi e ganze Bierg weie géif. Geneesou ginn déi bedeelegt Temperature vun e puer dausend bis zu e puer Milliarde Kelvin. Nieft deenen extreem ënnerschiddlechen Erschéngungsforme vu Stäre gëtt et awer och dacks en zimmlech 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

Stärebiller a Stärebezeechnungen

änneren

D'Stären hunn an alle Kulturen eng wichteg Roll gespillt an déi mënschlech Imaginatioun ugereegt. Si goufe 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 de Babylonier an aus dem griicheschen Antiquitéit. Déi zwielef Stärebiller vum Déierekrees bilden d'Basis vun der Astrologie. Mä wéinst der Prezessioun sinn déi siichtbar 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 deene jeeweilegen Himmelsregiounen en Numm ze ginn. Ee bis haut nach wäit verbreete System fir d'Benennung vun den hellste Stäre vun engem Stärebild geet op d'Stärekaarte vum däitschen Astronom Johannes Bayer zeréck. D'Bayer-Bezeechnung vun engem Stär besteet aus engem griichesche Buschtaf virum Geenitiv vum laténgeschen Numm vum Stärebild, an deem de Stär läit; sou ass also γ Lyrae den drëtthellste Stär am Stärebild Lyra. En änleche System gouf vum britteschen Astronom John Flamsteed agefouert: D'Flamsteed-Bezeechnung vun engem Stär besteet aus vir enger fortlafender Zuel an duerno erëm dem Geenitiv vum laténgeschen 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 Cliente géint eng entspriechend Bezuelung ubidde 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

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 mat bloussem A erkennen kann, gehéieren zu eiser Galaxis. Si schénge sech ronderëm 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

D'Astronomie huet an de leschten honnert Joer ëmmer méi dacks op Methode vun der Physik zeréckgegraff. Sou berout e groussen Deel vun eisem Wëssen iwwer d'Stären op theoreetesche Stäremodellen, deenen hir Qualitéit un der Iwwereneestëmmung mat den astronomeschen Observatioune gemooss gëtt. Emgekéiert ass d'Erfuerschung vun de Stären duerch déi enorm Zuel vu Phenomeener 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

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 × 1022) Stären. Wéinst der Gravitatioun ëmkreesen d'Stären den Zentrum vun hirer Galaxie mat Vitesse 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 Galaxie 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
 
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 Spektralklasse 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 cheemeschen Elementer op der Stäreuewerfläch loosse 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 kënne schliisslech de Radius an d'Mass vum Stär bestëmmt ginn. D'Rotatiounsvitesse v um Equator kann net direkt berechent ginn, mä nëmmen d'projizéiert Komponente   mat der Inklinatioun i, déi d'Orientéierung vun der Rotatiounsachs beschreift.

Bal all Stäre loosse 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'Ausgesi vun de Stäre vun nëmme relativ wéinege physikalesche Prinzipie bestëmmt gëtt.

Am Verlaf vu senger Entwécklung beweegt sech de Stär am Hertzsprung-Russell-Diagramm. D'Bunn vun engem Stär an dësem Diagramm ass haaptsächlech duerch eng eenzeg Gréisst festgeluecht, nämlech seng Ufanksmass. 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'Uewerflächentemperature vun den Haaptreiestären reeche vun ongeféier 2200 K bis 45.000 K, hir Masse vun 0,07 bis 120 Sonnemassen an hir Radie vun 0,1 bis 25 Sonneradien. Rout Rise sinn däitlech méi kal a kënne sou grouss ginn, datt déi komplett Äerdbunn an hir Plaz hätt, bei VY Canis Majoris souguer déi vum Saturn. Wäiss Zwergen hunn Temperature 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'Eegebeweegung vun engem Stär schliisslech ass de Vitessvektor a Bezuch op d'Position vun der Sonn. Typesch Eegebeweegungen leien tëscht 10 an 100 Kilometer pro Sekonn. Dat ass meeschtens och eng Eegenschaft 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 Vitess geet awer ni iwwer Wäerter vu wéinegen honnert Kilometer pro Sekonn eraus. Déi éischt Entdeckung vu Stären déi duerch hir Eegebeweegung 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

Kuckt och

änneren

Um Spaweck

änneren
Commons: Stären – Biller, Videoen oder Audiodateien

Referenzen

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]
Vun „https://lb.wikipedia.org/w/index.php?title=Stär&oldid=2547353“