Zusammenfassung
Es gibt auf den ersten Blick nur relativ wenige Parameter eines Sterns, die direkt der Beobachtung zugänglich sind. Neben der Position am Himmel sind das Entfernung, Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit, die scheinbare Helligkeit in verschiedenen Wellenlängenbereichen, der Polarisationsgrad der Strahlung und die „Sternfarbe“, ausgedrückt durch einen Farbenindex. Dazu kommen noch der Spektraltyp und natürlich das Sternspektrum selbst. Manche Größen wie scheinbare Helligkeit, Radialgeschwindigkeit (z. B. bei pulsierenden Sternen), Farbindex und Spektraltyp können sich dabei zeitlich ändern, sodass Zeitreihen von diesen Größen eine weitere wichtige Informationsquelle darstellen.
Alle Menschen haben ihre Sterne, für jeden sind sie anders. Für manch Reisenden sind die Sterne Führer. Für andere sind sie nichts anderes als kleine Lichter. Und wieder andere, für die Gelehrten, sind sie Probleme. Für meinen Geschäftsmann waren sie Gold. Aber alle diese Sterne schweigen. Du aber, du wirst Sterne haben wie niemand anderes …
Antoine de Saint-Exupèry (1900–1944) Der kleine Prinz
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- 1.
Aufgrund der geringen Strahlungsströme, die uns mit Ausnahme der Sonne von kosmischen Objekten erreichen, hat man zu Ehren von Karl Guthe Jansky (1905–1950) die Einheit \( 1 {\text{Jansky}} = 1\, {\text{Jy}} = 10^{ - 26}\, {\text{Wm}}^{ - 2} {\text{Hz}}^{ - 1} \) für die spektrale Strahlungsflussdichte eingeführt. Sie wird aber meistens nur in der Radioastronomie verwendet.
- 2.
Im Folgenden soll der Begriff „Intensität“ aus sprachökonomischen Gesichtspunkten und aus Tradition im Sinne von „Strahlungsstrom“ verwendet und mit \( I \) bezeichnet werden („Intensität des Sternlichts“).
- 3.
mas = Millibogensekunde = 0,001″.
- 4.
Der Isoplaniebereich ist der Winkeldurchmesser des Himmelsausschnitts, innerhalb dessen die das Teleskop erreichenden Objektstrahlen näherungsweise durch die atmosphärischen Turbulenzzellen auf die gleiche Weise gestört werden. In der Regel ist das ein Bereich von \( \approx \)10″ Durchmesser.
- 5.
Der Bereich liegt ungefähr bei 900\( \pm \)200 Sonnendurchmesser.
- 6.
Es kann jedoch immer noch nicht definitiv ausgeschlossen werden (2016), dass es sich hier um zwei in Sichtlinie dicht beieinander stehende Sterne geringerer Masse handelt.
- 7.
Er stammt übrigens von Ms. Cannon selbst…
- 8.
Für die spektrale Klassifikation ist eine Dispersion von ~ 10 nm/mm am geeignetsten.
- 9.
„eigenartig“.
- 10.
Dieser Spektralatlas steht vollständig im Internet zur Verfügung: http://ned.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/MK_contents.html.
- 11.
Heute werden oftmals die O-Sterne zusammen mit frühen B-Sternen (d. h. bis einschließlich B2) zu einer gemeinsamen Gruppe „OB-Sterne“ zusammengefasst, was physikalisch sinnvoll ist, hier aber nicht weiter vertieft werden soll.
- 12.
Die eckigen Klammern sollen hier auf „verbotene Linien“ in Emission hinweisen.
- 13.
„Normale“ A-Sterne rotieren dagegen sehr schnell, was zu einer Doppler-Verbreiterung ihrer Spektrallinien führt.
- 14.
DwarfArchives.org, http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/ARCHIVE/index.shtml.
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Scholz, M. (2018). Was kann man an Sternen beobachten?. In: Die Physik der Sterne . Springer Spektrum, Berlin, Heidelberg. https://doi.org/10.1007/978-3-662-57801-8_2
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