In einer mondlosen Winternacht fernab störender Lichtquellen sollten am gesamten Himmel 9110 Sterne mit bloßen Augen sichtbar sein. Diese Zahl lässt sich im „Yale Bright Star Catalogue“ nachlesen.
Es gibt am Himmel allerdings weit mehr Sterne als mit bloßen Augen sichtbar sind. Schon Galileo Galilei erkannte, als er sein 1609 erfundene Fernrohr gen Himmel richtete, dass die Milchstraße tatsächlich aus einer Vielzahl einzelner Sterne besteht.
Je größer ein Objektiv oder Teleskop ist, desto mehr Gestirne werden sichtbar. Ein Fernrohr mit einem Durchmesser (astronomische Bezeichnung: Öffnung), von sechs Zentimetern zeigt am gesamten Himmel bereits etwa 150 000 Sterne.
Alle diese Sterne gehören zur Milchstraße, unserer Heimatgalaxie. Insgesamt enthält die Milchstraße etwa 200 bis 300 Milliarden Sterne. Die genaue Anzahl ist schwer zu bestimmen, da große Teile der Galaxie hinter Staubwolken verborgen sind. Wissenschaftler sind hier auf Modelle und Extrapolationen angewiesen.
Spätestens seit den Beobachtungen von Edwin Hubble im Jahr 1920 ist klar, dass es sich bei vielen „Nebelflecken“ am Nachthimmel nicht um Gaswolken in der Milchstraße, sondern um weitere entfernte Galaxien handelt.
Erst mit modernen Weltraumteleskopen gelang es schließlich, die Anzahl dieser fernen Systeme abzuschätzen – und damit auch, wie viele Sterne im gesamten Kosmos existieren.
Heute wird die Gesamtzahl der Galaxien im beobachtbaren Universum auf etwa zwei Billionen geschätzt. Nach aktuellem Stand enthalten Galaxien im Mittel etwa eine Milliarde Sterne. Das ergibt zwei Trilliarden Sterne im gesamten beobachtbaren Kosmos, eine Zwei mit 21 Nullen.
Zum einen ist der „beobachtbare Kosmos“ nicht identisch mit dem gesamten Kosmos – und wie groß dieser ist, wissen wir nicht. Vielleicht ist das Volumen des gesamten Kosmos endlich, aber vielleicht ist der Kosmos auch unendlich groß – entsprechend wären es dann auch unendlich viele Sterne.
Und zum anderen berechnet die einfache Multiplikation der Anzahl der Sterne mit der Zahl der Galaxien die Sterne zum jetzigen Zeitpunkt, also im heutigen Kosmos.
Den heutigen Kosmos sehen wir allerdings nur in unserer unmittelbaren Umgebung – ansonsten schauen wir in die Vergangenheit des Universums. Denn das Licht ferner Galaxien benötigt viel Zeit, um die Erde zu erreichen: Wenn das Licht einer Galaxie beispielsweise eine Milliarde Jahre zu uns unterwegs ist, dann sehen wir diese Galaxie so, wie sie vor einer Milliarde Jahren aussah. Das bedeutet: Viele Gestirne, deren Licht heute auf die Erde trifft, sind tatsächlich schon längst erloschen.
Berücksichtigt man die Entstehung und Entwicklung von Sternen im Verlauf der kosmischen Geschichte, dürften gegenwärtig etwa 80 Trillionen von ihnen beobachtbar sein. Das sind gute Aussichten für (Hobby-) Astronomen – unbeschränkte technische Möglichkeiten vorausgesetzt. Info: Eine Trillion ist eine Zahl mit 18 Nullen
Die Sterne, die wir am Nachthimmel sehen, sind so weit weg, dass ihr Licht viele Jahre braucht, um die Erde zu erreichen – daher kommt der Begriff Lichtjahr. Entfernungen zu messen, ist eine der großen Herausforderungen der Astronomie.
Wenn alle Sterne die gleiche Energie abgeben würden, wäre es leicht, ihre Entfernung zu bestimmen:
Die schwächer leuchtenden Sterne wären dann weiter entfernt. Sterne strahlen jedoch unterschiedlich viel Energie aus. Wir sprechen von ihrer unterschiedlichen Leuchtkraft. Ein heller Stern am Himmel kann ein entfernter Riese oder ein nahegelegener Zwerg sein. Eine Möglichkeit, die Entfernung eines nahegelegenen Sterns zu bestimmen, besteht darin, seine Position zu zwei Zeitpunkten zu messen, während die Erde um die Sonne kreist.
Trigonometrischen Parallaxenmessung
Die Entfernung eines Sterns von der Erde wurde ...
Die Entfernung eines Sterns von der Erde wurde zum ersten Mal 1838 von Friedrich Wilhelm Bessel mit Hilfe der trigonometrischen Parallaxenmessung bestimmt. Prinzip:
Wenn sie einen Tisch aus etwa 5 Meter Abstand betrachten und abwechselnd das linke und rechte Auge zuhalten, dann haben sie den Eindruck, dass der Tisch hin und her „springt“.
Durch ihren Augenabstand - etwa sechs Zentimeter - entstehen prinzipiell zwei unterschiedliche Bilder. Diese verarbeitet unser Hirn zu einem Entfernungseindruck und sie können in etwa sagen wie weit sie vom Tisch erntfernt sind.
Das Prinzip der trigonometrischen Parallaxe eignet sich auch zur Bestimmung von Entfernungen in der Astronomie.
Mit der Erdumlaufbahn um die Sonne hat die Erde zur Winter- und Sommersonnenwende unterschiedliche Positionen bzw. Beobachtungswinkel α und β zu einem Stern, siehe Grafik links.
Entsprechend dem obigen Tischbeispiel wären diese Positionen unser linkes bzw. rechtes Auge.
Berechnungsbeispiel für den Stern Proxima Centauri, dem unserer Erde nächst gelegenen Stern (von der Sonne mal abgeshen):
Messen wir einmal zur Winter- und einmal zu Sommersonnenwende den Winkel zu Proxima Centauri, unterscheiden sich diese beiden Winkel um 1,536“ (aufgrund der großen Entfernung r ist der gemessene Winkel γ ziemlich klein).
Wie im Bild dargestellt, ist die Parallaxe
γ / 2, also 1,536“ / 2 = 0,772“
Der Winkel ist umso kleiner, je weiter das betrachtete Objekt entfernt ist.
Per Definition ist die Parallaxe der Winkel, den eine Astronomische Einheit (AE) (Abstand Erde-Sonne ~150 Mio km) in einem gegebenen Abstand hat. ZB. ist die Parallaxe von einer Astronomischen Einheit im Abstand von 3,26 Lichtjahren genau eine Bogensekunde.
Der gemessene Wert für Proxima Centauri in unserem Beispiel ist jedoch nur 0,772 Bogensekunden (0,772").
Setzen wir diesen Wert in die Formel ein:
r = 1pc x 1" / p
zur Berechnung der Entfernung Erde - Stern r ein, so erhalten wir einen Wert von 1,302 pc
1 pc (parsec) ist eine astronomische Maßeinheit für Entfernungen und entspricht 3,262 Lichtjahren
1 Lichtjahr wiederum entspricht 9,461 x 1012 km
Für unseren errechneten Wert von 1,302 pc ergibt sich somit eine Entfernung Erde - Proxima Centrauri r von:
1,302 pc x 3,262 Lichtjahre = 4,247 Lichtjahre.
In Kilometern:
4,247 x 9,461 · 1012 km = 40.180 Milliarden Kilometer
Kontrolliert man dieses errechnete Ergebnis mit den einschlägigen Tabellenwerken erhält man 4,234 Lichtjahre.
Dies zeigt, wie gut die Entfernungsbestimmung mit Hilfe der trigonometrischen Parallaxe von Sternen möglich ist.
Eine Bestimmung der trigonometrischen Parallaxe lässt sich heute bis auf 0,01″ genau bestimmen.
Auch unsere Sonne ist ein normaler Stern. Sie erscheint uns nur deshalb größer als die vielen Punkte am Nachthimmel, weil wir ihr so nah sind: „nur“ rund 150 Millionen Kilometer. Das Sonnenlicht benötigt acht Minuten bis es bei uns ankommt.
Mit anderen Worten: wenn wir uns am schönen Sonnenuntergang erfreuen, ist die Sonne tatsächlich schon vor acht Minuten untergegangen. Dennoch gehört die Sonne noch zu den kleineren Sternen. Wenn das Sonnenlicht aber schon acht Minuten benötigt, bis es bei uns ankommt, wie weit entfernt oder auch wie groß müssen dann erst die anderen Sterne am Nachthimmel sein? Wikipedia: Sonne
Befindet sich ein Stern zu weit entfernt, um seine Parallaxe exakt zu messen, nutzen Astronomen seine absolute Helligkeit.
Methode: Anhand des Sternenlichts aus der Spektralanalyse kann der Sterntyp bestimmt werden. Da Sterne desselben Typs auch physikalisch ähnlich leuchten, lässt sich aus der bekannten Leuchtkraft und der von der Erde aus gemessenen schwächeren Helligkeit auf die Entfernung schließen.
Um größere Entfernungen zu bestimmen, benutzen Astronomen spezielle Arten von Sternen, die eine bekannte und stabile Helligkeit haben, als sogenannte Standardkerzen.
Methode: Es werden spezielle Sterne (wie beispielsweise Cepheiden, deren Pulsationsdauer direkt an ihre Helligkeit gekoppelt ist) beobachtet. Kennt man die tatsächliche Helligkeit des Objekts, gibt der Helligkeitsabfall Auskunft über die exakte Entfernung.
Eine weitere Möglichkeit für sehr weit entfernte Sterne erfolgt mit Hilfe der Rotverschiebung.
Diese Methode beruht auf der Tatsache, dass sich das Licht von astronomischen Objekten, die sich schnell von uns weg bewegen, in Richtung des roten Endes des Spektrums verschieben.
Im Universum ist es wie im Freibad: Es sind die unterschiedlichsten Typen zu sehen: große, kleine, dicke, dünne, alte, junge, blasse, rötliche, gelbe und bläuliche.
Allein in der Milchstraße versammeln sich Milliarden von Sternen – und neben ihr driften Billionen weiterer Galaxien durchs All.
Sterne werden im Universum hauptsächlich anhand ihrer Spektralklasse (Oberflächentemperatur und Farbe) und ihrer Leuchtkraftklasse (Größe und Entwicklungsstadium) eingeteilt. Die Kombination dieser Eigenschaften bestimmt das Aussehen, die Masse und die Lebensdauer eines Sterns.
Kühle und extrem langlebige Sterne. Sie leuchten orange bis rot und sind mit über 75 % die häufigsten Sterne im Universum (z.B. Proxima Centauri).
Diese Klassen werden zur feineren Unterscheidung noch in zehn Unterklassen von 0 bis 9 unterteilt, wobei 0 wiederum die heißeste, 9 die kühlste ist. Ein G9-Stern ist also heißer als ein K0-Stern.
Unsere Sonne ist übrigens ein G2-Stern - ein relativ heißer unter den gelb leuchtenden Sternen.
Für die Reihenfolge der Spektralklassen wird oft als Eselsbrücke der englische Spruch: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!" genutzt.
Überriesen gehören zu den massereichsten und leuchtkraftstärksten Sternen im Universum. Sie können bis zu mehrere Hundert Male größer als unsere Sonne sein und ihre Leuchtkraft übertrifft die der Sonne um das Zehntausend- bis Hunderttausendfache. Sie befinden sich im oberen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms, (z.B. Beteigeuze).
Als Helle Riesen werden in der Astronomie Sterne bezeichnet, die deutlich größer und leuchtkräftiger sind als normale Riesensterne (Klasse III), aber nicht ganz die gigantischen Ausmaße und Massen der Überriesen (Klasse I) erreichen.
Riesensterne sind massereiche Himmelskörper in einem späten Stadium der Sternentwicklung, die sich extrem ausgedehnt haben. Ihre gigantische Leuchtkraft ist das Resultat ihrer enormen Oberfläche – sie leuchten oft das 10- bis Hunderttausendfache der Sonne und verbrauchen dabei ihren Brennstoff in rasantem Tempo
Als Unterriesen (Leuchtkraftklasse IV) werden Sterne bezeichnet, die heller als normale Hauptreihensterne (Zwerge der Klasse V) sind, aber eine geringere Leuchtkraft aufweisen als echte Riesensterne (Klasse III). Sie markieren eine kurze, aber wichtige Phase in der Sternentwicklung, kurz nachdem der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist und bevor der Stern zum Roten Riesen wird
Hauptreihensterne (oft als Zwerge bezeichnet, Leuchtkraftklasse V) sind die häufigsten Sterne im Universum. Ihre Leuchtkraft ist direkt an ihre Masse und Temperatur gekoppelt und wird in der Astronomie über die sogenannte Massen-Leuchtkraft-Beziehung beschrieben. Sie verbringen den Großteil ihres Lebens damit, Wasserstoff zu Helium zu fusionieren. 90% der Sterne gehören zu dieser Klasse.
Bei Unterzwergen (engl. Subdwarfs) handelt es sich um lichtschwache Sterne der Leuchtkraftklasse VI. Im Gegensatz zu Hauptreihensternen weisen sie bei gleicher Temperatur eine deutlich geringere Leuchtkraft und einen kleineren Radius auf. Sie liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm 1,5 bis 2 Magnituden unter der Hauptreihe.
Weiße Zwerge sind extrem kompakte Sternleichen (etwa erdgroß), die durch den Kollaps sonnenähnlicher Sterne entstehen. Ihre Leuchtkraft ist aufgrund der geringen abstrahlenden Oberfläche sehr gering und beträgt meist nur zwischen 10-4 und 10-3 der Sonnenleuchtkraft liegt.
Trotz ihrer extrem hohen Oberflächentemperaturen von anfangs bis zu 100.000 K sind sie so klein wie die Erde. Weil ihnen diese Abstrahlfläche fehlt, leuchten sie so schwach.
Entwicklungsstadien der Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist das wichtigste Hilfsmittel der Astronomie, um die Entwicklungsstadien von Sternen zu verstehen. Es zeigt die Temperatur der Sterne in Abhängigkeit von ihrer Helligkeit.
Sterne bewegen sich im Verlauf ihrer Entstehung, ihres Lebens und ihres Sterbens in regelmäßigen Mustern innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms.
Die zugrunde liegenden Daten von Millionen Sternen (absolute Helligkeit, Farbe und Entfernung) wurden im Rahmen der ESA Gaia-Mission von 2013 bis 03.2016 erfasst. Diese Daten sind frei verfügbar und können mit geeigneter Software für geeignete Sternbereiche, z.B. Sternhaufen ausgewertet werden.
Hertzsprung-Russell Diagramm
Auf den beiden Achsen des Diagrams sind folgende Eigenschaften aufgetragen:
Die senkrechte Achse (Y-Achse):
Die Leuchtkraft oder Helligkeit des Sterns. Nach oben hin werden die Sterne immer heller.
Die waagerechte Achse (X-Achse):
Die Oberflächentemperatur in Kelvin oder der Spektraltyp (Farbe). Wichtig: Die Temperatur nimmt von links nach rechts ab! Heiße Sterne (blau) liegen links, kühle Sterne (rot) rechts.
Hier liegt der Großteil aller Sterne. Sie verbrennen in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium (so wie unsere Sonne). Es gilt die einfache Regel: Je heißer ein Stern, desto heller leuchtet er. Die Sonne liegt genau in der Mitte.
Diese Sterne sind riesig und kühler (leuchten also rot), haben aber eine extrem hohe Leuchtkraft. Sie befinden sich oben rechts im Diagramm. Das ist die späte Phase im Leben eines Sterns.
Das sind die extrem dichten, ausgebrannten Überreste kleinerer Sterne. Sie sind sehr heiß (liegen eher links), aber wegen ihrer geringen Größe extrem lichtschwach (liegen weit unten).
Würde man beispielsweise in 2000 Jahre den ausgewählten Himmelsbereich erneut betrachten, würde man feststellen, dass sich die beobachteten Sterne der Hauptreihe nach oben in Richtung größerer und leuchtkräftigerer Sterne bewegt haben. Die Sterne wären gealtert und hätten sich entsprechend verändert.
Hertzsprung-Russell Diagramm am Beispiel des Sternhaufen NGC 7798 alias Carolines Rose
Im Hertzsprung-Russell Diagramm von NGC 7798 erkennt man einen großen Ast aus der Hauptreihe in Richtung Roter Riesen. Dies deutet auf das hohe Alter des Sternhaufens hin. Die hellsten Sterne sind orange Riesen des Typs K4 mit einer absoluten Helligkeit von -2.3 mag.
Der Hauptanteil der anderen hellen Sterne sind Riesen und Unterriesen. Sie scheinen sich aus der Hauptreihe des H-R-Diagramms herausentwickelt zu haben. Das berechnete Alter des Haufens beträgt etwa 1.5 Mrd. Jahre und ist damit älter als die meisten Sternhaufen dieser Art.
Hertzsprung-Russel Diagramm (links) des offenen Sterhaufens NGC 7789 Carolines Rose (eingekreist)
Sternhaufen sind Gruppen von Sternen, die aus derselben ursprünglichen Gaswolke entstanden sind. Da sie das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung haben, sind sie für Astronomen wie Fossilien der Galaxienentwicklung.
Ein Sternhaufen ist ein Gebiet stark erhöhter Dichte von Sternen im Vergleich zum umgebenden Bereich einer Galaxie.
Offene Sternhaufen sind ein lockerer Verbund von Sternen, die viele hundert oder gar tausend Sterne zählen können. In kosmischer Zeitrechnung sind es junge Gebilde, gerade mal einige hundert Millionen Jahre alt.
Die Plejaden - auch Messier 45 oder Siebengestirn genannt - ist der wohl bekannteste offene Sternhaufen. Er gehört zum Sternbild Stier und ist von Herbst bis etwa Februar am Himmel zu sehen.
Info: Subaru ist der japanische Name für den offenen Sternhaufen der Plejaden. Der Markenname und das Logo des japanischen Automobilherstellers basieren auf diesem Sternhaufen, wobei die sechs sichtbaren Sterne die Verschmelzung von fünf Unternehmen zur Fuji Heavy Industries (heute Subaru Corporation) symbolisieren.
Ein Kugelsternhaufen ist eine spezielle Art von Sternhaufen, der aus einer großen Anzahl von Sternen besteht, die in einer kugelförmigen Verteilung um einen gemeinsamen Schwerpunkt angeordnet sind.
Diese Haufen werden von der Schwerkraft zusammengehalten und befinden sich normalerweise außerhalb der Ebene einer Galaxie, meistens in der Halo-Region um Spiralgalaxien.
Kugelsternhaufen haben folgende charakteristische Merkmale:
Die Sterne in einem Kugelsternhaufen sind dicht gepackt und bilden eine nahezu kugelförmige Struktur. Die Sterne sind relativ nah beieinander im Vergleich zu den Durchschnittsabständen zwischen den Sternen in einer Galaxie.
Kugelsternhaufen können Hunderttausende oder sogar Millionen von Sternen enthalten, die in einem relativ kleinen Volumen konzentriert sind. Diese hohe Sternendichte ist einer der Gründe, warum Kugelsternhaufen so auffällig und beeindruckend am Himmel erscheinen können.
Die meisten Sterne in einem Kugelsternhaufen sind sehr alt. Sie gehören zu den ältesten Sternen im Universum und wurden oft zu einer Zeit gebildet, als Galaxien noch in der Entstehung waren.
Im Gegensatz zu jüngeren Sternhaufen enthalten Kugelsternhaufen nur geringe Mengen an interstellarem Gas und Staub. Dies liegt daran, dass diese Materialien im Laufe der Zeit von den Sternen verbraucht oder aus dem Haufen herausgestoßen wurden.
Ein Asterismus ist in der Astronomie eine auffällige Gruppe oder ein Muster von Sternen, das für Beobachter von der Erde aus eine erkennbare Form bildet, aber nicht zu den 88 offiziell definierten Sternbildern zählt.
Ein Asterismus kann Teil eines Sternbildes sein, wie beispielsweise der Große Wagen im Sternbild Großer Bär, und sich sogar über mehrere Sternbilder erstrecken, wie das Sommerdreieck, das von den drei hellen Sternen Deneb, Altair und Wega gebildet wird.
Subaru ist der japanische Name für den offenen Sternhaufen der Plejaden. Der Markenname und das Logo des japanischen Automobilherstellers basieren auf diesem Sternhaufen, wobei die sechs sichtbaren Sterne die Verschmelzung von fünf Unternehmen zur Fuji Heavy Industries (heute Subaru Corporation) symbolisieren.
