12.10.2002 / Autor: Mark Weimar Astronomie > Sterne / Sonne

Klassifizierung der Sterne

Es gibt die verschiedensten Arten von Sternen, wie zum Beispiel Blaue Riesen, Zwergsterne oder Sterne die in der Größe und Temperatur unserer Sonne gleichen. Um eben diese Unterschiede der Sterne herausheben zu können werden, die Sterne klassifiziert.

Man klassifiziert Sterne auch nach ihrem Alter. Dafür nutzt man die sogenannten Sternenpopulationen. Hierbei unterteilt man in die Population I, das sind die jungen Sterne, und die Population II, das sind die alten Sterne. Sterne die gerade erst "geboren" sind, also junge Stern, die sich in den Spiralarmen einer Galaxie befinden werden in der Extremen Population I zusammengefasst und wiederum für Sterne die am Anfang des Universums "gelebt" hatten und heute nicht mehr existieren, diese werden in der Population III zusammengefasst. Die Einführung der Populationen um das Alter der Sterne zu charakterisieren, verdanken wir Walter Bade. Walter Bade war ein deutscher Astronom, der später in die Vereinigten Staaten auswanderte. Bei Beobachtungen von Sternen in der Andromedagalaxie stellte er fest, dass die Sterne je nach ihrer Position in der Galaxie unterschiedliche Merkmale aufweisen. Auf den äußeren Bahnen der Galaxie bewegen sich überwiegend blaue Sterne und weiter in Richtung des Zentrums sind plötzlich überwiegend rote Sterne zu sehen. Das heißt, dass sich an den äußeren Rändern einer Galaxie junge Sterne und näher am Zentrum Rote Sterne befinden.

Sterne werden aber nicht nur nach ihrem Alter klassifiziert sondern auch nach ihrer Helligkeit und wie weit sie von uns entfernt sind.
Die Einteilung der Sterne nach ihrer Helligkeit erfolgt durch Größenklassen. Es gibt sechs dieser Größenklassen, auch Magnitudo genannt. Mit der ersten Größenklasse werden jene Sterne bezeichnet, die die hellsten sind; die zweite Größenklasse sind jene nicht ganz so hellen Sterne bis hin zur sechsten Größenklasse, womit die Sterne bezeichnet werden, die kaum noch mit dem bloßem Auge zu erkennen sind.
Dieses System, das aus der Antike stammt und seit jeher genutzt wurde, um Sterne zu unterteilen, wurde Mitte des 19. Jahrhunderts von dem Englischem Astronom Norman Pogson weiterentwickelt. Er entdeckte, dass die Sterne einer bestimmten Größenklasse genau 2,5mal heller waren als die der nachfolgenden Gruppe. Daraus zog er den Schluss, dass zwischen einem Stern der 1.Größenklasse und einem der 6.Größenklasse ein Helligkeitsverhältnis von 100:1 bestehen müsse. Durch diese Verbesserung im System der Antike können wir heute die Helligkeitsangaben auf Zehntel oder sogar auf Hundertstel genauer machen als damals.
Doch wenn wir mit einem Photometer die Helligkeit eines Sterns messen, messen wir dann wirklich seine Helligkeit? Nein: Dieses Phänomen nennt man scheinbare Helligkeit. Wir unterscheiden scheinbare und absolute Helligkeit. Unter der absoluten Helligkeit verstehen wir jene Helligkeit, die ein Stern aufweisen würde, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Parsec befinden würde (1pc = 3,26 Lichtjahre).
Messen wie weit ein Stern eigentlich entfernt ist, ist wohl das schwierigste Unterfangen in der Astronomie. Da, wie man sich auch leicht denken kann, die Maßeinheiten die wir hier auf der Erde benutzen nicht geeignet sind um sie auf das gesamte Universum zu übertragen. Stellen sie sich nur einmal vor, wenn man anstelle von Lichtjahr sagen würde, dieser Stern ist 9.460.800.000.000 km von uns entfernt. Daher hat man in der Astronomie eigene Maßeinheiten zur Entfernungsmessung. Innerhalb unseres Sonnensystems benutzen wir die Einheit Astronomische Einheit. Damit ist der mittlere Abstand zwischen der Erde und der Sonne gemeint. Das heißt eine Astronomische Einheit, auch mit AE abzukürzen, sind 149,6 Mio. km. Für die Objekte außerhalb unseres Sonnensystem gibt es wiederum ganz andere Maßeinheiten. So zum Beispiel wie oben schon genannt das Lichtjahr. Mit einem Lichtjahr ist die Entfernung gemeint die das Licht innerhalb eines Jahres zurücklegt (Licht bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 300000 km/sec). Ebenfalls oben schon genannt die Parsec. Ein Parsec sind 3,26 Lichtjahre, also etwa 30.000 Mrd. km. Parsec wiederum wird noch in Kiloparsec und Megaparsec. Ein Klioparsec entspricht 1000 Parsec und ein Megaparsec entspricht 1000000 Parsec.

Die grundsätzliche Methode zur Entfernungsmessung ist die der jährlichen Parallaxe. Das Prinzip ist einfach. Ein naher Stern scheint sich, wenn man ihn von verschiedenen Orten im Raum beobachtet, zu bewegen. Zur Beobachtung wählt man nun zwei Orte aus die Möglichst weit von einander entfernt sind. Dazu nutzt man die Umlaufbewegung der Erde. Es erfolgen zwei Beobachtungen, die im Abstand von sechs Monaten durchgeführt werden und daher von Orten im Raum die rund 300 Mio. km voneinander entfernt sind. Wenn man nun den beobachteten nahen Stern auf den weit entfernten Fixsternhintergrund projiziert scheint sich seine Position um einen gewissen Winkel verändert zu haben. Da wir den Radius der Erdumlaufbahn kennen können wir nun die Entfernung des Sterns ermitteln. Der Vorteil dieser Methode liegt darin, dass man keine Kenntnisse über den Stern haben muss, da diese Methode auf geometrischen Gegebenheiten beruht.

Die wohl wichtigsten Merkmale eines Sterns sind seine Temperatur und seine absolute Helligkeit. 1913 hatten zwei Astronomen, Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel, unabhängig von einander die Idee, den Zusammenhang zwischen den beiden Größen grafisch darzustellen. Das Ergebnis war das Hertzsprung-Russel-Diagramm wobei auch die Bezeichnung Farben-Helligkeits-Diagramm gebräuchlich ist. Um ein solches Diagramm zu erstellen geht man von einer bestimmten Anzahl von Sternen aus von denen man die Entfernung kennt, um ihre absolute Helligkeit errechnen zu können. Als nächstes muss die Temperatur der Sterne bestimmt werden, wofür man die Spektralklassen der Sterne ermittelt. Dann werden diese beiden Größen auf zwei verschiedenen Achsen eingetragen. Auf der x-Achse wird die Temperatur angegeben und auf der y-Achse wird die absolute Helligkeit eingetragen. Wenn man das Diagramm erstellt hat erkennt man, dass sich die Sterne in ganz bestimmten Zonen des Diagramms anhäufen. Eine bestimmte Reihe an der sich die Sterne im Diagramm anhäufen ist die sogenannte Hauptreihe. Demnach werden Sterne, die sich in dieser Hauptreihe befinden Hauptreihensterne genannt. Auch unsere Sonne ist ein solcher Hauptreihenstern. Diese sind jene Sterne die sich in ihrer stabilen Phase ihres "Lebens" befinden.
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