Sterne
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Ein Stern (lateinisch stella und astrum, ahd. sterno) ist in der Astronomie eine massereiche, selbstleuchtende Gaskugel. Sie wird durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten und ist an der Oberfläche 3000 bis 20.000 Grad heiß. Die Alltagssprache hingegen meint damit jeden leuchtenden Himmelskörper, der dem bloßen Auge punktförmig erscheint. Dass fast alle diese tausenden Lichtpunkte am Nachthimmel weit entfernte Sonnen sind, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie. |
Die meisten Sterne sind nicht einzeln, sondern überwiegend Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems. Manche bilden größere Sternhaufen oder haben ein Planetensystem. Sterne kommen in unterschiedlichsten Größen, Leuchtkräften und Farben vor und werden daher nach bestimmten Eigenschaften klassifiziert. Sie sind äußerst aktive Gasriesen, die im Innern Millionen Grad heiß und sehr turbulent sind. Von ihrer glühenden Oberfläche senden sie neben intensiver Strahlung auch geladene Plasmateilchen weit in den Raum und bilden eine Astrosphäre. Sterne und ihre Eigenschaften sind auch bei der Frage von großer Bedeutung, ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen kann oder nicht.[1] Ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem besteht aus Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammen stehen. Echte (physische) Mehrfachsterne sind gravitativ aneinander gebunden und bewegen sich periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Man unterscheidet folgende Arten doppelter Sterne bzw. Sternpaare:
Veränderliche Sterne, variable Sterne oder kurz Veränderliche, sind Sterne, die von der Erde aus gesehen Helligkeitsschwankungen aufweisen in einem Zeitraum kürzer als ein Jahrhundert. Diese Helligkeitsschwankungen sind nicht zu verwechseln mit der Szintillation, dem Funkeln der Sterne, welches durch Luftunruhe hervorgerufen wird. Während früher veränderliche Sterne als etwas Besonderes angesehen wurden nimmt man heute an, dass alle Sterne im Laufe ihrer Entwicklung zeitweise Helligkeitsschwankungen zeigen. Man unterscheidet zwei unterschiedliche Arten von Veränderlichkeit:
Der erste beobachtete Veränderliche war ο Ceti ( Mira) im Sternbild Walfisch, der 1596 erstmals von David Fabricius beschrieben wurde. Der zyklenartige Lichtwechsel des mit dem bloßen Auge zeitweilig sichtbaren Mira-Sterns mit einer Periode von 11 Monaten und einer Amplitude von 8 mag wurde erstmals 1639 von Johann Holwarda beschrieben. Mira ist ein „intrinsischer Veränderlicher”, der seine Helligkeit aufgrund seines pulsierenden Durchmessers ändert. Ein weiteres bekanntes Beispiel ist der Bedeckungsveränderliche β Per (Algol) im Perseus mit einem Zyklus von 2.86 Tagen. Der Benennung veränderlicher Sterne ist eine Kombination aus einem Bezeichner und dem Sternbild. Nachdem in dem Katalog von Johann Beyer bereits die Buchstaben bis Q verwendet wurden bekam der erste Veränderliche den Bezeichner R. Ein Beispiel ist der erste Veränderliche im Sternbild Schild, der den Namen R Scuti hat. Nachdem man bei Z angekommen war folgte RR, RS ... RZ und SS, ST bis SZ usw bis ZZ. Als dieser Namensraum ausgeschöpft war wurde AA bis AZ usw bis zu QZ (J wurde ausgelassen um eine Verwechselung mit I zu vermeiden). Danach wurde pro Sternbild mit der Nummer V335 angefangen und weitergezählt.[3] Die Registrierung des Helligkeitwechsels veränderlicher Sterne ist besonders bei Amateurastronomen beliebt, weil sich in diesem Fachgebiet mit relativ wenig Aufwand wertvolle Messungen zur beitragen lassen Forschung. In einem Fernrohr erscheinen Sterne IMMER nur als Punkte, egal welche Vergrößerung der Beobachter wählt. Die einzige Ausnahme bilden Großteleskope von mehreren Metern Durchmesser mit Hilfe der Interferometrie und Weltraumteleskope. Auf diese Weise ist es bei einigen wenigen Sternen gelungen, den Durchmesser zu bestimmen, unter anderem bei α Ori ( Beteigeuze) im Orion. benutzte Quellen: Wikipedia (Creative-Commons-Lizenz): |