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Sternebewertung

Sternebewertung

Die fotografische Untersuchung der Sternspektren wurde 1885 vom Astronomen Edward Pickering am Harvard College-Observatorium initiiert und von seiner Kollegin Annie J. Cannon abgeschlossen.

Diese Forschung führte zu der Entdeckung, dass die Spektren der Sterne Sie sind in einer kontinuierlichen Reihenfolge angeordnet, abhängig von der Intensität bestimmter Absorptionslinien. Die Beobachtungen geben Aufschluss über das Alter der verschiedenen Sterne sowie über ihren Entwicklungsgrad.

Die verschiedenen Stufen in der Sequenz der Spektren, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M bezeichnet sind, ermöglichen eine vollständige Klassifizierung aller Arten von Sternen. Die Indizes 0 bis 9 werden verwendet, um die Sequenzen im Modell innerhalb jeder Klasse anzugeben.

Klasse O: Helium-, Sauerstoff- und Stickstoffleitungen, zusätzlich zu denen von Wasserstoff. Es besteht aus sehr heißen Sternen und enthält sowohl diejenigen, die helle Linienspektren von Wasserstoff und Helium zeigen, als auch diejenigen, die dunkle Linien derselben Elemente zeigen.

Klasse B: Heliumlinien erreichen die maximale Intensität in der Unterteilung B2 und verblassen zunehmend in höheren Unterteilungen. Die Intensität der Wasserstoffleitungen nimmt in allen Unterteilungen stetig zu. Diese Gruppe wird durch den Stern Epsilon Orionis vertreten.

Klasse A: Es umfasst die sogenannten Wasserstoffsterne mit Spektren, die von den Wasserstoffabsorptionslinien dominiert werden. Ein typischer Star dieser Gruppe ist Sirius, der auf dem vorherigen Foto zu sehen ist.

Klasse F: In dieser Gruppe fallen die sogenannten Calcium-H- und -K-Linien sowie die Wasserstoff-Kennlinien auf. Ein bemerkenswerter Stern der Klasse F ist Delta Aquilae.

G-Klasse: Es besteht aus Sternen mit starken Calcium-H- und -K-Linien und weniger starken Wasserstofflinien. Die Spektren vieler Metalle sind ebenfalls vorhanden, insbesondere die von Eisen. Die Sonne gehört zu dieser Gruppe und deshalb werden die G-Sterne "solare Sterne" genannt.

K-Klasse: Sterne mit starken Kalziumlinien und andere, die auf das Vorhandensein anderer Metalle hinweisen. Diese Gruppe wird von Arturo typisiert.

M-Klasse; Spektren, die von Banden dominiert werden, die auf das Vorhandensein von Metalloxiden hinweisen, insbesondere von Titanoxid. Das violette Ende des Spektrums ist weniger intensiv als das der Sterne K. Der Stern Betelgeuse ist typisch für diese Gruppe.

Sterngröße und Helligkeit

Die größten bekannten Sterne sind die Überriesen mit einem Durchmesser, der ungefähr 400-mal größer ist als der der Sonne, während die als "Weiße Zwerge" bekannten Sterne nur einen Durchmesser von einem Hundertstel der Sonne haben können. Allerdings handelt es sich normalerweise um Riesensterne Sie sind diffus und können eine Masse haben, die kaum 40 Mal größer ist als die der Sonne, während weiße Zwerge trotz ihrer geringen Größe sehr dicht sind.

Es kann Sterne geben, deren Masse 1000-mal größer ist als die der Sonne, und im kleineren Maßstab sind heiße Gaskugeln zu klein, um Kernreaktionen auszulösen. Ein Objekt, das von diesem Typ sein könnte (ein Brauner Zwerg), wurde erstmals 1987 beobachtet, und seitdem wurden andere entdeckt.

Die Helligkeit der Sterne wird in Bezug auf die Größe beschrieben. Die hellsten Sterne können bis zu 1.000.000 Mal heller sein als die Sonne; Weiße Zwerge sind etwa 1000-mal weniger hell.

Die Klassen von Annie-Sprungkanone Sie sind mit Farben gekennzeichnet:

- Blaue Farbe, wie der Stern I Cephei
- Weißblaue Farbe, wie der Spica-Stern
- Weiße Farbe, wie der Stern Vega
- Weiß-gelbe Farbe als Proción
- Gelbe Farbe, wie die Sonne
- Orange Farbe, wie bei Arcturus
- Rote Farbe, wie der Stern Betelgeuse.

Oft werden die Sterne anhand ihrer Größe und Farbe benannt: weiße Zwerge, rote Riesen, ...

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