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Veränderliche Sterne
Der Mirastern R Andromedae
R Andromedae ist ein langperiodischer Pulsationsveränderlicher des Mira-Typs im Sternbild Andromeda. Wir finden ihn 1,3° östlich von Theta Andromedae (θ And) und 0,8° nordöstlich von Rho Andromedae (ρ And). Im Fernglas und auf Fotografien erscheint er rötlich. Dieser rote Riesenstern ist knapp 800 Lichtjahre von uns entfernt; seine scheinbare HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).Die HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit)., mit der ein HimmelskörperAllgemeiner Begriff für alle materiellen Objekte im Weltraum, wie zum Beispiel Sterne, Planeten, Kometen und Asteroiden. dem Beobachter erscheint, also ein Maß für die empfangene Strahlung des Himmelsobjekts. Die heute übliche logarithmische Skala für die scheinbare HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). basiert auf den bereits seit der Antike gebräuchlichen Größenklassen, nach denen der hellste Stern 0. Größe, die mit Augen gerade noch erkennbaren Sterne 6. Größe haben. Heute ist die Einheit MagnitudeEinheit für die scheinbare oder absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). eines Gestirns. (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m). Die historischen Begriffe „Größe“ für die HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). eines Sterns und „GrößenklasseEinheit für die scheinbare Helligkeit eines Gestirns. Da der historische Begriff „Größe“ für die Helligkeit eines Sterns nichts mit dessen physikalischer Größe zu tun hat, wird die Größenklasse heutzutage meistens mit Magnitude (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m) bezeichnet. Auch der Begriff Helligkeitsklasse wird verwendet.“ für die Einheit der HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). werden nur noch selten benutzt, da sie nichts mit der physikalischen Größe eines Sterns zu tun haben., abgekürzt mag, üblich. Der Intensitätsunterschied zweier Sterne, die sich um genau 1 mag unterscheiden, beträgt einen Faktor 2,512. Ein Unterschied von 5 mag entspricht genau einem Intensitätsunterschied von 100. Objekte, die heller als 0 mag sind, haben negative Magnituden. So erreicht die Venus im größten Glanz −4,4 mag. variiert mit einer Periode von 409 Tagen zwischen einem Maximalwert von 5,8 mag und einem Minimalwert von 15,2 mag. Dieser Lichtwechsel über neun Magnituden hinweg bedeutet, dass der SternEin aus Gasen bestehender HimmelskörperAllgemeiner Begriff für alle materiellen Objekte im Weltraum, wie zum Beispiel Sterne, Planeten, Kometen und Asteroiden., der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit., die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. zustande. während seines Maximums 4000 Mal heller leuchtet als während seines Minimums. Wie bei Mirasternen üblich, können die Extremwerte der HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). zwischen benachbarten Zyklen leicht schwanken. Der Anstieg der HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). erfolgt etwa doppelt so schnell wie die Abnahme; dieses Verhalten wird durch eine Asymmetrie in der beobachteten LichtkurveGrafische Darstellung des Helligkeitsverlaufs eines Himmelsobjekts mit veränderlicher HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). (zum Beispiel eines veränderlichen Sterns oder eines Kometen). deutlich.
Seine letzten Helligkeitsmaxima erreichte R Andromedae Anfang Oktober 2020 und im Dezember 2021 mit jeweils 6,2 mag. Im September 2019 blieb der SternEin aus Gasen bestehender HimmelskörperAllgemeiner Begriff für alle materiellen Objekte im Weltraum, wie zum Beispiel Sterne, Planeten, Kometen und Asteroiden., der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit., die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. zustande. eine HelligkeitsklasseSynonym für den historischen Begriff GrößenklasseEinheit für die scheinbare Helligkeit eines Gestirns. Da der historische Begriff „Größe“ für die Helligkeit eines Sterns nichts mit dessen physikalischer Größe zu tun hat, wird die Größenklasse heutzutage meistens mit Magnitude (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m) bezeichnet. Auch der Begriff Helligkeitsklasse wird verwendet., der die scheinbare HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). eines Gestirns in Stufen von 1 bis 6 einteilt. Da der historische Begriff „Größe“ für die HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). eines Sterns nichts mit dessen physikalischer Größe zu tun hat, wird die GrößenklasseEinheit für die scheinbare Helligkeit eines Gestirns. Da der historische Begriff „Größe“ für die Helligkeit eines Sterns nichts mit dessen physikalischer Größe zu tun hat, wird die Größenklasse heutzutage meistens mit Magnitude (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m) bezeichnet. Auch der Begriff Helligkeitsklasse wird verwendet. heutzutage meistens mit Magnitude (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m) bezeichnet. schwächer. Wer selbst den Anstieg der LichtkurveGrafische Darstellung des Helligkeitsverlaufs eines Himmelsobjekts mit veränderlicher HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). (zum Beispiel eines veränderlichen Sterns oder eines Kometen). mit einem Fernglas verfolgen möchte, beginnt mit den Beobachtungen etwa zwei Monate vor dem erwarteten nächsten Maximum. Steht ein Teleskop zur Verfügung, das auch 11 mag helle Sterne erkennen lässt, kann man bereits drei Monate zuvor das entsprechende Sternfeld überwachen. Seine nächsten Helligkeitsmaxima wird der SternEin aus Gasen bestehender HimmelskörperAllgemeiner Begriff für alle materiellen Objekte im Weltraum, wie zum Beispiel Sterne, Planeten, Kometen und Asteroiden., der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit., die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. zustande. voraussichtlich zum Jahreswechsel 2022/2023 und im Februar 2024 erreichen.
Eine LichtkurveGrafische Darstellung des Helligkeitsverlaufs eines Himmelsobjekts mit veränderlicher HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). (zum Beispiel eines veränderlichen Sterns oder eines Kometen). sowie eine Umgebungskarte mit den Helligkeiten von Vergleichssternen für die eigene Beobachtung lässt sich auf der Website der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) erstellen und herunterladen. Auch die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für veränderliche SterneSterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist, sondern zeitlich schwankt. Bei Bedeckungsveränderlichen ist die Ursache nicht physischer, sondern rein geometrischer Natur: Es sind Doppelsterne, die sich vom irdischen Beobachter aus betrachtet im Rhythmus ihres gegenseitigen Umlaufs bedecken. Die größte Klasse der physisch Veränderlichen sind die Pulsationsveränderlichen, die sich in einem späten Stadium der Sternentwicklung befinden. Ihre äußeren Schichten blähen sich mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen, wobei sich auch die Oberflächentemperatur und die Leuchtkraft ändern. Je nach Periodenlänge und Form der Lichtkurve werden mehrere Untergruppen unterschieden, z.B. RR-Lyrae-Sterne, CepheidenOberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung. und Mirasterne. Das Verhalten von unregelmäßig oder eruptiv veränderlichen Sternen ist nicht vorherzusagen. Hierzu gehören z.B. die zu den Zwergnovae gezählten U-Geminorum-Sterne. R-Coronae-Borealis-Sterne wiederum sind Sterne, die gelegentlich Wolken von Kohlenstoff ausstoßen und deshalb ihre Helligkeit in nicht vorhersagbarer Weise reduzieren. (BAV) bietet nützliche Informationen an.
Der Veränderliche R Andromedae liegt nur wenige Grad von der Andromedagalaxie M31 entfernt. Die Sterne mit Flamsteed-Bezeichnungen (Ziffern) und Bayer-Bezeichnungen (griechische Buchstaben) in diesem Areal sind ebenfalls markiert. (Bild: Uwe Reichert)
Technetium: Schlüssel für die Nukleosynthese
Aufgrund der starken Absorptionsbanden von Zirkonoxid (ZrO) im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. gehört R Andromedae zur Spektralklasse S. Diese Sonderklasse führte der US-Astronom Paul W. Merrill 1922 in das ursprüngliche Harvard-System der SpektralklassifikationEinteilung der Sterne nach ihren Spektren. Die Hauptklassen wurden seit Einführung der Spektralanalyse mit Großbuchstaben bezeichnet. Nachdem man gelernt hatte, die Spektren der Sterne nach deren Temperatur zu ordnen, hat sich das Spektralklassifikationssystem der Harvard University durchgesetzt. Von hoher zu niedriger Temperatur geordnet bezeichnet man die Hauptklassen mit O, B, A, F, G, K, M. Als Merkhilfe prägten Studenten den englischen Satz „Oh, be a fine girl, kiss me“. (Im Deutschen könnte man sagen: Offenbar benutzen Astronomen furchtbar gerne komische Merksätze.) Zur genaueren Einteilung der Spektren wurden Dezimalunterteilungen der Hauptklassen sowie eine Erweiterung für die Angabe der LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).. in Form von römischen Ziffern eingeführt. Unsere SonneDer Zentralkörper unseres Sonnensystems, ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G2V. Die MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. der Sonne beträgt rund 2 · 1030 kg, ihr Radius 700 000 km, ihre Oberflächentemperatur 5778 Kelvin und ihre LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).. 3,8 · 1026 W. MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. und LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).. der Sonne dienen als Referenzmaßstab für andere Sterne. beispielsweise ist ein G2V-Stern. ein, weil manche rote RiesensterneSterne hoher LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).., die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der HauptreiheEin schmales, leicht gekrümmtes Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), das diagonal von unten rechts (kühle, rote Sterne) nach oben links (heiße, blaue Sterne) verläuft. Sterne, deren Repräsentation im HRD auf der Hauptreihe zu liegen kommt, befinden sich im Zustand des Wasserstoffbrennens, d.h. sie beziehen ihre Strahlungsenergie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Man sagt auch, diese Sterne befinden sich im Hauptreihenstadium. zu liegen. mit ihren kühlen Atmosphären solche Auffälligkeiten im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. zeigten.
Eine weitere Besonderheit im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. von R Andromedae lieferte Anfang der 1950er Jahre wichtige Erkenntnisse über die Nukleosynthese, also die Entstehung von chemischen Elementen in Sternen. Merrill und seine Mitarbeiter hatten an den Großteleskopen der Mount Wilson and Palomar Observatories Spektren mit hoher Auflösung aufgenommen. Darin fanden sich neben den Absorptionslinien von schweren Elementen wie Zirkon und Barium auch solche, die von Technetium erzeugt wurden. Dieser Befund erstaunte, denn alle auf der Erde bekannten Isotope dieses Elements sind instabil. Einige der Technetium-Isotope sind bereits nach nur wenigen Stunden zur Hälfte zerfallen. Das Isotop Technetium-98 hat mit immerhin 4,2 Millionen Jahren die längste Halbwertszeit.
Technetium war erst im JahrDie Dauer eines Umlaufs der Erde um die Sonne. Im bürgerlichen Sprachgebrauch der Zeitabschnitt, der in ganzen Tagen etwa einem Umlauf um die Sonne entspricht, also 365 Tage (366 Tage in einem Schaltjahr). Je nach Bezugspunkt am Himmel ergeben sich verschiedene Jahreslängen: Siderisches Jahr (Sternjahr): Das Zeitintervall, nach dem die mittlere Sonne bezüglich der Sterne wieder dieselbe Position am Himmel erreicht hat: 365,2563604167 Tage (365d 06h 09min 09,54sec). In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° relativ zu den Sternen. Tropisches Jahr (Sonnenjahr): Das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Durchgängen der mittleren Sonne durch den Frühlingspunkt: 365,24219052 Tage (365d 05h 48min 45,261sec). Wegen der Präzession der Erdachse, die den Frühlingspunkt verschiebt, ist das tropische Jahr rund 20 Minuten kürzer als das siderische. In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° − 50,26″ relativ zu den Sternen. Da die mittlere ekliptikale Länge der Sonne auf den Frühlingspunkt bezogen wird, ist ein tropisches Jahr der Zeitraum, in dem die mittlere ekliptikale Länge der Sonne um 360° zunimmt. Anomalistisches Jahr: Das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Durchgängen der Erde durch ihr Perihel: 365,259635864 Tage (365d 06h 13min 52,539sec). Wegen der Bahnstörungen durch die anderen Planeten, die das Perihel pro Jahr um 11,6 Bogensekunden verschieben, ist das anomalistische Jahr um knapp fünf Minuten länger als das siderische. In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° + 11,6″ relativ zu den Sternen. Kalenderjahr (bürgerliches Jahr): Die mittlere Länge des Jahres nach dem Gregorianischen Kalender: 365,2425 Tage (365d 05h 49min 12sec). Um in ganzen Tagen rechnen zu können, umfasst ein gewöhnliches Kalenderjahr 365 Tage, wobei nach einer Schaltregel gelegentlich ein weiterer Tag eingefügt wird, um das Kalenderjahr an das tropische Jahr anpassen zu können. 1937 eindeutig nachgewiesen worden, und zwar in einer Materialprobe, die in einem Teilchenbeschleuniger mit Neutronen beschossen worden war. Technetium war damit das erste künstlich hergestellte Element, und seine Entdeckung schloss eine Lücke, die bis dahin im Periodensystem der Elemente geklafft hatte. Im JahrDie Dauer eines Umlaufs der Erde um die Sonne. Im bürgerlichen Sprachgebrauch der Zeitabschnitt, der in ganzen Tagen etwa einem Umlauf um die Sonne entspricht, also 365 Tage (366 Tage in einem Schaltjahr). Je nach Bezugspunkt am Himmel ergeben sich verschiedene Jahreslängen: Siderisches Jahr (Sternjahr): Das Zeitintervall, nach dem die mittlere Sonne bezüglich der Sterne wieder dieselbe Position am Himmel erreicht hat: 365,2563604167 Tage (365d 06h 09min 09,54sec). In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° relativ zu den Sternen. Tropisches Jahr (Sonnenjahr): Das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Durchgängen der mittleren Sonne durch den Frühlingspunkt: 365,24219052 Tage (365d 05h 48min 45,261sec). Wegen der Präzession der Erdachse, die den Frühlingspunkt verschiebt, ist das tropische Jahr rund 20 Minuten kürzer als das siderische. In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° − 50,26″ relativ zu den Sternen. Da die mittlere ekliptikale Länge der Sonne auf den Frühlingspunkt bezogen wird, ist ein tropisches Jahr der Zeitraum, in dem die mittlere ekliptikale Länge der Sonne um 360° zunimmt. Anomalistisches Jahr: Das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Durchgängen der Erde durch ihr Perihel: 365,259635864 Tage (365d 06h 13min 52,539sec). Wegen der Bahnstörungen durch die anderen Planeten, die das Perihel pro Jahr um 11,6 Bogensekunden verschieben, ist das anomalistische Jahr um knapp fünf Minuten länger als das siderische. In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° + 11,6″ relativ zu den Sternen. Kalenderjahr (bürgerliches Jahr): Die mittlere Länge des Jahres nach dem Gregorianischen Kalender: 365,2425 Tage (365d 05h 49min 12sec). Um in ganzen Tagen rechnen zu können, umfasst ein gewöhnliches Kalenderjahr 365 Tage, wobei nach einer Schaltregel gelegentlich ein weiterer Tag eingefügt wird, um das Kalenderjahr an das tropische Jahr anpassen zu können. 1950 untersuchte eine Arbeitsgruppe am National Bureau of Standards in den USA die spektralen Eigenschaften von Technetium, so dass den Astronomen die genauen Wellenlängen der Spektrallinien zur Verfügung standen.
Lichtkurve des Mira-Veränderlichen R Andromedae. Die scheinbare Helligkeit des pulsierenden Sterns schwankt mit einer Periode von etwa 409 Tagen zwischen 5,8 mag und 15,2 mag, wobei nicht immer der gleiche Maximalwert erreicht wird. Jeder Messpunkt in dieser Lichtkurve entspricht einer visuellen Helligkeitsschätzung eines Amateurastronomen. Die nach rechts laufende Zeitachse ist in Einheiten von Tagen als Julianisches Datum markiert. (Bild: AAVSO)
| Name | R Andromedae |
|---|---|
andere Bezeichnungen: |
HD 1967, HIP 1901, HR 90 |
Objekttyp: |
Pulsationsveränderlicher vom Mira-Typ |
Sternbild: |
Andromeda |
Position (J2000.0): |
α = 00h 24m 01,95s, δ = +38° 34′ 37,3″ |
scheinbare Helligkeit: |
5,8 – 15,2 mag |
Periode: |
409,2 Tage |
Spektralklasse: |
S3,5e – S8,8e (M7e) |
Entfernung: |
240 pc = 790 Lj |
Radius: |
ca. 500 Sonnenradien |
Der s-Prozess
Was bedeutete nun der spektroskopische Nachweis von Technetium in den Atmosphären kühler RiesensterneSterne hoher LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).., die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der HauptreiheEin schmales, leicht gekrümmtes Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), das diagonal von unten rechts (kühle, rote Sterne) nach oben links (heiße, blaue Sterne) verläuft. Sterne, deren Repräsentation im HRD auf der Hauptreihe zu liegen kommt, befinden sich im Zustand des Wasserstoffbrennens, d.h. sie beziehen ihre Strahlungsenergie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Man sagt auch, diese Sterne befinden sich im Hauptreihenstadium. zu liegen.? Eine Halbwertszeit im Bereich von Millionen Jahren mag uns lang erscheinen, doch verglichen mit dem hohen Alter der bereits weit entwickelten RiesensterneSterne hoher LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).., die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der HauptreiheEin schmales, leicht gekrümmtes Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), das diagonal von unten rechts (kühle, rote Sterne) nach oben links (heiße, blaue Sterne) verläuft. Sterne, deren Repräsentation im HRD auf der Hauptreihe zu liegen kommt, befinden sich im Zustand des Wasserstoffbrennens, d.h. sie beziehen ihre Strahlungsenergie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Man sagt auch, diese Sterne befinden sich im Hauptreihenstadium. zu liegen. ist sie sehr kurz. Wäre Technetium bereits im Ausgangsmaterial enthalten gewesen, aus dem diese Sterne einst entstanden, wäre es zum Zeitpunkt der Beobachtung längst zerfallen. Also musste es einen Mechanismus geben, der in den Riesensternen Technetium erzeugt. Bis zum Zeitpunkt dieser Beobachtung war nur bekannt, dass Sterne ihre EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden. aus der Verschmelzung von leichten Atomkernen beziehen, wobei Elemente wie Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff bis hin zum Eisen entstehen. Der Nachweis von Technetium war nun ein direkter Beleg dafür, dass Sterne auch Elemente schwerer als Eisen aufbauen können. Der dafür verantwortliche Prozess ist der langsame Einfang von Neutronen, von den Physikern s-Prozess genannt. Dabei steht das „s“ für slow, das englische Wort für langsam.
In dem späten Entwicklungsstadium der veränderlichen RiesensterneSterne hoher LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).., die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der HauptreiheEin schmales, leicht gekrümmtes Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), das diagonal von unten rechts (kühle, rote Sterne) nach oben links (heiße, blaue Sterne) verläuft. Sterne, deren Repräsentation im HRD auf der Hauptreihe zu liegen kommt, befinden sich im Zustand des Wasserstoffbrennens, d.h. sie beziehen ihre Strahlungsenergie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Man sagt auch, diese Sterne befinden sich im Hauptreihenstadium. zu liegen., das sich physikalisch durch recht moderate Temperaturen und Dichten auszeichnet, liegen genau die Bedingungen vor, die den Aufbau von schweren Elementen über den s-Prozess erlauben. Zunächst fängt ein Atomkern ein einzelnes Neutronein elektrisch neutrales Elementarteilchen, gemeinsam mit dem positiv geladenen Proton einer der beiden Grundbausteine von Atomkernen. ein. Dadurch entsteht ein schwereres Isotop des gleichen Elements. das aber wegen des Neutronenüberschusses in der Regel instabil ist. Über den anschließenden Betazerfall eines Neutrons wandelt sich dieses in ein ProtonEin elektrisch positiv geladenes Elementarteilchen, gemeinsam mit dem neutralen Neutronein elektrisch neutrales Elementarteilchen, gemeinsam mit dem positiv geladenen Proton einer der beiden Grundbausteine von Atomkernen. einer der beiden Grundbausteine von Atomkernen. Die Anzahl der Protonen im Kern (die Ordnungszahl) bestimmt die Art des chemischen Elements. Ein einzelnes Proton ist identisch mit dem Kern des gewöhnlichen Wasserstoffs, des häufigsten Elements im Universum. um, das im Kern verbleibt und nun die Ordnungszahl des Kerns um eins erhöht. Aus dem ursprünglichen Element ist also ein neues Element mit der nächsthöheren Ordnungszahl geworden. Das beim Betazerfall ebenfalls gebildete ElektronEin stabiles Elementarteilchen mit negativer elektrischer Ladung (Elementarladung e = 1,6022 · 10−19 Coulomb) und einer Ruhemasse von 9,1094 · 10−31 kg. Elektronen kommen entweder als freie Teilchen vor (z.B. als Elektronengas in Metallen, wo sie für die elektrische Leitfähigkeit verantwortlich sind) oder gebunden in den Elektronenhüllen von Atomen. wird aus dem Kern ausgestoßen, ebenso wie ein NeutrinoEin elektrisch neutrales Elementarteilchen, das fast keine MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. hat, sich mit fast LichtgeschwindigkeitDie Ausbreitungsgeschwindigkeit elektromagnetischer Strahlung im Vakuum, eine der wichtigsten Naturkonstanten. Per Definition gilt: Lichtgeschwindigkeit c = 299 792 458 Meter pro Sekunde. In lichtdurchlässigen Materialien ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit cn wegen des Brechungsindex n kleiner: cn = c/n. Die Lichtgeschwindigkeit ist die höchste Geschwindigkeit, mit der sich ein Signal ausbreiten kann. bewegt und nur der schwachen Wechselwirkung unterliegt. Neutrinos entstehen in einer Vielzahl von Kernreaktionen, im Kosmos z.B. bei der KernfusionDie Verschmelzung von Atomkernen zu schwereren Kernen, wobei im Allgemeinen EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden. freigesetzt wird. Da für die Verschmelzung die elektromagnetische Abstoßung der positiv geladenen Atomkerne überwunden werden muss, ist Kernfusion nur bei sehr hoher Temperatur (hoher kinetischer EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden.) und hoher Stoßwahrscheinlichkeit der Kerne (hoher Dichte) möglich. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium ist die wichtigste Energiequelle von Sternen. Im Laufe der Zeit werden im Zentralbereich eines Sterns immer schwerere Kerne gebildet, bis hin zum Eisen. im Innern von Sternen, in Supernovae, bei der Verschmelzung von Neutronensternen oder in aktiven Galaxien (Blazaren)., das sogar mit LichtgeschwindigkeitDie Ausbreitungsgeschwindigkeit elektromagnetischer Strahlung im Vakuum, eine der wichtigsten Naturkonstanten. Per Definition gilt: Lichtgeschwindigkeit c = 299 792 458 Meter pro Sekunde. In lichtdurchlässigen Materialien ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit cn wegen des Brechungsindex n kleiner: cn = c/n. Die Lichtgeschwindigkeit ist die höchste Geschwindigkeit, mit der sich ein Signal ausbreiten kann. den SternEin aus Gasen bestehender HimmelskörperAllgemeiner Begriff für alle materiellen Objekte im Weltraum, wie zum Beispiel Sterne, Planeten, Kometen und Asteroiden., der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit., die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.. zustande. verlässt und ins All entweicht.
Kennzeichen des s-Prozesses ist, dass die mittlere Zeit, die bis zum Einfang eines weiteren Neutrons vergeht, länger ist als die Zeit, die das instabile Isotop braucht, um durch Betazerfall in einen stabilen Atomkern überzugehen. Die dafür nötigen Bedingungen liegen in den kühlen Riesensternen geringer Dichte vor. Im Gegensatz zu diesem langsamen Neutroneneinfang gibt es auch einen schnellen Neutroneneinfang (r-Prozess genannt nach Engl. rapid), der allerdings nur bei sehr hohen Neutronendichten in einer speziellen Art von SupernovaDie Explosion eines massereichen Sterns am Ende seiner Entwicklung und der damit verbundene Anstieg seiner LeuchtkraftDie pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte EnergieEine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden., die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).. auf das Milliardenfache seiner ursprünglichen HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).. Für kurze Zeit kann eine Supernova heller strahlen als die GalaxieEigenständiges Sternsystem. Unsere eigene Heimatgalaxie heißt Galaxis oder Milchstraßensystem und ist mit rund 400 Milliarden Sternen eine mittelgroße Galaxie. Vermutlich gibt es im Universum mehrere hundert Milliarden Galaxien unterschiedlicher Größe. Ihre Formen sind sehr vielfältig; die beiden Haupttypen sind elliptisch und spiralförmig., in der sie aufleuchtet. Das Abklingen der HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). erfolgt über viele hundert Tage. Ursprünglich wurden Supernovae nach der Form ihrer LichtkurveGrafische Darstellung des Helligkeitsverlaufs eines Himmelsobjekts mit veränderlicher HelligkeitEin Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit). (zum Beispiel eines veränderlichen Sterns oder eines Kometen). und ihres Spektrums klassifiziert: Supernovae des Typs I (mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic) zeigen keine Wasserstofflinien im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält., während solche des Typs II Wasserstofflinien im SpektrumIn der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält. enthalten. Heute weiß man, dass Supernovae des Typs Ia auf die Detonation eines Weißen Zwergs in einem engen Doppelsternsystem zurückzuführen sind, während die anderen Typen ihre Ursache im Kollaps eines massereichen Sterns haben, der seinen Fusionsbrennstoff vollständig verbraucht hat und plötzlich instabil geworden ist. Supernovae der Typen Ib und Ic haben vor dem Kollaps die Phase von Wolf-Rayet-Sternen durchlaufen, bei denen sie ihre wasserstoffreichen (Ib) und heliumreichen (Ic) äußeren Schichten über einen starken Sternwind abgestoßen haben. Während bei einer Kernkollaps-Supernova das ursprüngliche Zentralgebiet des Vorläufersterns zu einem NeutronensternEin hauptsächlich aus Neutronen bestehender kompakter Stern, dessen Dichte mit derjenigen von Atomkernen vergleichbar ist. Neutronensterne entstehen aus dem Kerngebiet massereicher Sterne, wenn sie als Supernovae explodieren. Sie haben ein starkes MagnetfeldEin durch elektrische Ströme oder zeitlich veränderliche elektrische Felder erzeugtes Kraftfeld, das seinerseits die Bewegung von geladenen Teilchen beeinflusst. Einzelne Himmelskörper wie Sterne und Planeten können ein Magnetfeld haben, aber auch der Raum zwischen den Sternen und Galaxien ist von einem Magnetfeld erfüllt. und rotieren sehr schnell, wodurch sie elektromagnetische Strahlung in Form von Strahlenbündeln aussenden, die als Pulsare beobachtet werden können, wenn ein Strahlungsbündel die Erde überstreicht. Neutronensterne haben eine der Sonne vergleichbare MasseDie Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die GravitationDie Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.., aber einen Durchmesser von nur rund 20 Kilometern. Sie sind damit die dichtesten bekannten Objekte im Universum ohne EreignishorizontEine durch den Schwarzschild-Radius definierte „Oberfläche“ eines Schwarzen Lochs, innerhalb der die Gravitation alle anderen Naturkräfte dominiert. Ereignisse innerhalb des Ereignishorizonts können niemals die Außenwelt beeinflussen und sie sind unserer Beobachtung prinzipiell unzugänglich.. oder zu einem Schwarzen Loch kollabiert, werden die äußeren Teile weggesprengt und reichern die interstellare MaterieJede Art von Stoff oder Körper, der aus Atomen und deren Grundbausteinen aufgebaut ist. mit schweren Elementen an. auftritt.
Die Umgebung des Mira-Veränderlichen R Andromedae (Fadenkreuz in der Bildmitte). Die Zahlen sind Helligkeiten von geeigneten Vergleichssternen in Magnituden, wobei das Komma bzw. der Dezimalpunkt weggelassen wurde, um Verwechslungen mit Sternen zu vermeiden. Beispiel: 68 = 6,8 mag. (Bild: AAVSO)
Quellen:
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P.W. Merrill: Technetium in the Stars. Science 115, 484 (1952)
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B.F. Peery, Jr.: Technetium Stars. Astrophysical Journal 163, L1-L3 (1971)
F. Käppeler, G. Martinez-Pinedo und F.-K. Thielemann: Der Ursprung der Elemente, Teil 2: Durch Neutroneneinfang zu den schwersten Atomkernen. Sterne und Weltraum, Dezember 2018, 36-47