Vom Planeten Erde können Sie Mengen von sehen Sterne den Himmel erhellen Es ist ein wunderschönes natürliches Ornament und eine göttliche Schöpfung. Lampen, die den Weg erhellen. Das Wort Stern als solches kommt aus dem Lateinischen: stella. Die Bedeutung von Stern ist, dass es sich um eine leuchtende Plasmakugel handelt, die ihre Form dank ihrer eigenen Schwerkraft beibehält. Unser Planet hat einen nahen Stern und es ist die Sonne.
Aber auch andere Sterne sind nachts von der Erde aus mit bloßem Auge sichtbar und erscheinen als eine Vielzahl leuchtender Punkte, die aufgrund ihrer immensen Entfernung am Himmel fixiert bleiben. Historisch gesehen wurden die prominentesten Stars in Gruppen eingeteilt Konstellationen und Asterismen. Darüber hinaus erhielten die hellsten Sterne Eigennamen, wie zum Beispiel der Polarstern.
Teams von Wissenschaftlern und Astronomen haben ein umfangreiches zusammengestellt Sterne Katalog. Dies gibt den Sternen Standardbezeichnungen für jeden von ihnen. Was passiert ist, dass die meisten Sterne im Universum, sogar die außerhalb unserer Galaxie, der Milchstraße, mit bloßem Auge von der Erde aus unsichtbar sind. Sogar die meisten von ihnen sind von unserem Planeten aus unsichtbar, selbst wenn Sie versuchen, sie durch die leistungsstärksten Teleskope zu beobachten.
Da der Teil des Lebens eines Sterns, zumindest leuchtet es aufgrund der thermonuklearen Fusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern. Auf diese Weise wird Energie freigesetzt, die das Innere des Sterns durchdringt und dann in den Weltraum abstrahlt. Sobald der Wasserstoff im Kern eines Sterns fast erschöpft ist, werden fast alle natürlich vorkommenden Elemente, die schwerer als Helium sind, während der Lebenszeit des Sterns durch stellare Nukleosynthese erzeugt.
das Leben eines Stars
Es ist wichtig zu definieren, was ist Nukleose. Es handelt sich um einen Prozess, bei dem neue chemische Elemente gebildet werden. Diese neuen Elemente entstehen durch atomare Reaktionen. Die Nukleosynthese findet im Inneren von Sternen und auch während Supernova-Explosionen statt. Langsam werden Wasserstoff und Helium zu schwereren Atomen, was entscheidend ist in der grundlegende Astronomie.
In einigen Fällen, aber nicht immer, treten Supernova-Nukleosynthesesterne auf, wenn sie explodieren. Am Ende seines Lebens kann ein Stern auch enthalten degenerierte Materie. Astronomen können die Masse, das Alter, die Metallizität (chemische Zusammensetzung) und viele andere Eigenschaften eines Sterns bestimmen, indem sie seine Bewegung durch den Weltraum, seine Leuchtkraft bzw. sein Spektrum beobachten.
Sterne beziehen sich auf ihre Gesamtmasse als Hauptdeterminante ihrer Entwicklung und auch von Ihr Endziel. Andere Eigenschaften eines Sterns, einschließlich Durchmesser und Temperatur, ändern sich im Laufe seines Lebens, während die Umgebung eines Sterns seine Rotation und Bewegung beeinflusst.
Um das Alter und den Entwicklungsstand eines Sterns zu bestimmen, gibt es ein Streudiagramm vieler Sterne, die sich auf ihre Leuchtkraft, absolute Helligkeit, Oberflächentemperatur und ihren Spektraltyp beziehen. Dieser Graph oder dieses Diagramm wird auch als das bezeichnet Hertzsprung-Russell-Diagramm oder kurz: HR-Diagramm. Um mehr über die Sternbilder zu erfahren, besuchen Sie südlichen Sternbildern.
Ein Gravitationskollaps
Die Geschichte eines Stars beginnt mit der Gravitationskollaps eines gasförmigen Nebels aus einem Material, das hauptsächlich aus Wasserstoff, aber auch Helium und Spuren schwererer Elemente besteht. So beginnt das Leben eines Sterns: Wenn der Sternkern ausreichend dicht ist, beginnt sich Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umzuwandeln. Auf diese Weise wird während des Geburtsvorgangs Energie freigesetzt, ein Phänomen, das relevant ist in der Suche nach Leben im Weltraum.
Nach diesem Gravitationskollaps sind die Überreste des Inneren des Sterns diejenigen, die die tragen Energie außerhalb des Kerns. Dies geschieht durch eine kombinatorische Reihe von Strahlungs- und Konvektionsprozessen. Außerdem verhindert der Innendruck des Sterns, dass er unter seiner eigenen Schwerkraft weiter zusammenbricht. Wenn dann der Wasserstoffbrennstoff im Kern erschöpft ist, dehnt sich ein Stern mit mindestens der 0,4-fachen Masse der Sonne aus und wird zu einem Roten Riesen, wenn der Wasserstoffbrennstoff in seinem Kern erschöpft ist.
So entwickelt sich der Stern zu a degenerierte Form. Derselbe Stern gibt weiterhin einen Teil seiner Materie in das interstellare Medium ab, wo er zur Entstehung einer neuen Generation von Sternen beiträgt. Dabei wird der Kern zu einem Sternüberrest: einem Weißen Zwerg, einem Neutronenstern oder, wenn er massiv genug ist, einem Schwarzen Loch. Weitere Informationen zu Sternhaufen, Sie können es hier nachlesen.
binäres und multibinäres System
Diese Sternensysteme bestehen aus zwei oder mehr Sternen, die gravitativ aneinander gebunden sind. Sie sind binäre Systeme wenn zwei Sterne gravitativ zusammenkommen; sie sind multibinär, wenn drei oder mehr Sterne zusammenkommen. Sterne bewegen sich im Allgemeinen in stabilen Umlaufbahnen umeinander.
In dem Moment, in dem zwei Sterne eine relativ enge Umlaufbahn haben, kann ihre gravitative Wechselwirkung einen erheblichen Einfluss auf ihre Entwicklung haben. Sterne können dabei sein Gravitationsgebundene Strukturen jede einzelne. Und noch viel größer, wie ein Sternhaufen oder eine Galaxie.
Der erste Astronom, der versuchte, die Verteilung der Sterne am Himmel zu bestimmen, war William Herschel. Das war in den 1780er Jahren, als er eine Reihe von Messgeräten in 600 Richtungen aufstellte und die Sterne zählte, die entlang jeder Sichtlinie beobachtet wurden. Herschel folgerte daraus, dass die Anzahl der Sterne zu einer bestimmten Seite des Himmels, in Richtung des Himmels, ständig zunahm Kern der Milchstraße.
John Herschel, sein Sohn, wiederholte diese Studie auf der Südhalbkugel und fand andererseits eine entsprechende Zunahme in die gleiche Richtung. Zusätzlich zu seinen anderen Errungenschaften ist William Herschel auch bemerkenswert für seine Entdeckung, dass einige Sterne nicht einfach auf derselben Sichtlinie liegen, sondern auch physische Begleiter sind, die sich bilden Doppelsternsysteme.
System binario
Im neunzehnten Jahrhundert, genauer gesagt im Jahr 1827, lieferte der Forscher Felix Savary die erste Lösung für das Problem der Ableitung einer Umlaufbahn Doppelsterne aus Teleskopbeobachtungen. Allerdings kam es im 20. Jahrhundert zu immer schnelleren Fortschritten in der wissenschaftlichen Erforschung der Sterne. Er brachte die Fotografie mit, eine Ressource, die zu einem wertvollen astronomischen Werkzeug wurde. Weitere Informationen zur Geschichte der Astronomie finden Sie unter Antike Astronomie.
Hauptsächlich unterschied sich die Entwicklung der Doppelsterne nach der Sequenz signifikant von der Entwicklung einzelner Sterne derselben Masse. Wenn die Sterne in einem Doppelsternsystem nahe genug beieinander liegen, wenn einer der Sterne erweitert Um ein roter Riese zu werden, kann er seinen Roche-Lappen überlaufen lassen.
El Roches Lappen Es ist die Region um einen Stern, an der Materie gravitativ gebunden ist, was zur Übertragung von Materie auf den anderen führt. Wenn der Roche-Lappen verletzt wird, kann es zu einer Vielzahl von Phänomenen kommen, darunter Kontakt-Binärdateien, gemeinsame Hüllkurven-Binärdateien, katastrophale Variablen und Typ-Ia-Supernovae.
multibinäres System
El multibinäres System es ist auch derjenige, der Multistars genannt wird. Diese besteht aus zwei oder mehr Sternen, die gravitativ gebunden sind und sich gegenseitig umkreisen. Das multibinäre System besteht aus drei oder mehr Sternen. Aus Gründen der Umlaufbahnstabilität sind solche Mehrsternsysteme oft in hierarchischen Sätzen von Doppelsternen organisiert. Aus diesem Grund werden sie meist als Multibinaries bezeichnet.
Sternhaufen
Andererseits gibt es neben binären und multibinären Sternsystemen auch größere Gruppen, sogenannte Sternhaufen. Diese reichen von losen Sternverbänden mit nur wenigen Sternen bis hin zu riesigen Kugelhaufen mit Hunderttausenden von Sternen. Solche Systeme umkreisen ihre Wirtsgalaxie.
Strahlung von einem Stern
In den Sternen gibt es eine Energie, die von selbst erzeugt wird. Dies ist ein Produkt der Kernfusion. Diese Energie trägt sowohl elektromagnetische Strahlung als auch Teilchenstrahlung in den Weltraum. Im letzteren Fall, dem der Teilchen, wird von einem Stern emittiert und manifestiert sich als der Sternenwind die als elektrisch geladene Protonen und Alpha- und Beta-Teilchen aus den äußeren Schichten strömen. Obwohl fast masselos, gibt es auch einen konstanten Strom von Neutrinos, die vom Kern des Sterns ausgehen.
Der Grund, warum Sterne so hell leuchten, ist die Energieproduktion in ihrem Kern: Jedes Mal, wenn zwei oder mehr Atomkerne zu einem einzigen Atomkern eines neuen, schwereren Elements verschmelzen, werden sie freigesetzt. Gammastrahlen-Photonen, ein Produkt der Kernfusion. Diese Energie wird in andere Formen elektromagnetischer Energie mit niedrigerer Frequenz, beispielsweise sichtbares Licht, umgewandelt, wenn sie die äußeren Schichten des Sterns erreicht. Für einen umfassenderen Leitfaden zum Nachthimmel besuchen Sie Führer zum Nachthimmel.
Bei Verwendung der Sternenspektrumkonnten Astronomen die Oberflächentemperatur von Sternen genauer bestimmen. Darüber hinaus können Sie nach ihrer Oberflächengravitation, ihrer Metallizität und der Geschwindigkeit fragen, mit der sie im universellen Raum rotieren. Wenn die Entfernung des Sterns gefunden wird, beispielsweise durch Parallaxenmessung, kann auch die Leuchtkraft des Sterns abgeleitet werden.
Aus Sternmodellen können die Masse, der Radius, die Oberflächengravitation und die Rotationsperiode der Sterne geschätzt werden. Was die Masse betrifft, so kann sie für Sterne in Doppelsternsystemen durch Messen ihrer berechnet werden Umlaufgeschwindigkeiten und Entfernungen. Gravitations-Mikrolinsen wurden verwendet, um die individuelle Masse des Sterns zu messen. Mit diesen Parametern können Astronomen auch das Alter des Sterns abschätzen.
Stern Leuchtkraft
Ein Stern kann seine Leuchtkraft messen, abhängig von der Lichtmenge, die von jedem ausgeht. Zu diesem Parameter können Sie auch andere Formen von hinzufügen Strahlungsenergie die pro Zeiteinheit ausstrahlt. Jeder Stern hat Energieeinheiten. Tatsächlich wird die Leuchtkraft eines Sterns durch seinen Radius und seine Oberflächentemperatur bestimmt. Viele Sterne strahlen nicht gleichmäßig über ihre gesamte Oberfläche.
Ein klares Beispiel für Leuchtkraft ist der schnell rotierende Stern Vega. Dieser Stern hat einen höheren Energiefluss. Dies impliziert die Leistung pro Flächeneinheit an seinen Polen. Diese Kraft kann entlang ihres Äquators lokalisiert werden. Die anderen Sterne, die eine geringere Temperatur und Leuchtkraft haben, haben Flecken auf ihrer Oberfläche wie alle anderen. Diese sind als Sternflecken bekannt. Typischerweise haben kleine Zwergsterne wie die Sonne im Wesentlichen strukturlose Flecken mit nur winzigen Flecken.
Ganz anders als unser Stern haben Riesensterne Sternflecken viel größer und auffälliger und weisen zudem eine starke Sternrandverdunklung auf. Das bedeutet, dass die Helligkeit zum Rand der Sternscheibe hin abnimmt. Rote Zwergsterne wie UV Ceti können auch markante Merkmalsflecken besitzen. Bezüglich der Farbe eines Sterns wird diese durch die Frequenz bestimmt.
Die Frequenz, die die bestimmt Farbe eines Sterns, kann intensiver sein als sichtbares Licht. Die Farbe hängt auch von der Temperatur der äußeren Schichten des Sterns ab, einschließlich seiner Photosphäre. Doch neben sichtbarem Licht senden Sterne auch Formen elektromagnetischer Strahlung aus, die für das menschliche Auge unsichtbar sind. Sogar die elektromagnetische Strahlung von Sternen erstreckt sich über das gesamte elektromagnetische Spektrum, ein Konzept, das Sie auch in was ist astronomie.
Elektromagnetisches Spektrum
Dies ist die Energieverteilung des Satzes elektromagnetischer Wellen. Das Phänomen, das erwähnt wird, ist ein Objekt namens elektromagnetisches Spektrum. Die von einem Stoff emittierte elektromagnetische Strahlung kann auch einfach als Spektrum bezeichnet werden, was das Emissionsspektrum ist; oder Spektrum der von einer Substanz absorbierten elektromagnetischen Strahlung, das ist das Absorptionsspektrum.
Dieses elektromagnetische Spektrum reicht im Stern von den längsten Wellenlängen der Radiowellen über Infrarot, sichtbares Licht, Ultraviolett bis hin zu den kürzesten Röntgen- und Gammastrahlen. Aus der Sicht von Gesamtenergie, die von einem Stern abgestrahlt wirdsind nicht alle Komponenten der stellaren elektromagnetischen Strahlung signifikant, aber alle Frequenzen geben Einblick in die Physik des Sterns.
Größe eines Sterns
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist in der Tat die scheinbare Helligkeit scheinbare Größe ist der Begriff, durch den es ausgedrückt wird. Darüber hinaus ist es eine Funktion der Leuchtkraft des Sterns, es bestimmt auch seine Entfernung von der Erde und die Veränderung des Lichts des Sterns, wenn er die Atmosphäre unseres Planeten durchdringt. Die intrinsische oder absolute Helligkeit steht in direktem Zusammenhang mit der Leuchtkraft eines Sterns.
Kurz gesagt, es ist die scheinbare Helligkeit eines Sterns, die bestimmt, ob die Entfernung zwischen der Erde und dem Stern 10 Parsec beträgt (32,6 Lichtjahre), die zwischen der Erde und unserem Stern liegt.
H4: Skalierung nach Größe
In den Sternen, Scheinbare Magnitudenskalen und absolut sind logarithmische Einheiten. Darüber hinaus entspricht ein ganzzahliger Größenunterschied einer Helligkeitsänderung von etwa dem 2,5-fachen (die fünfte Wurzel aus Hundert oder etwa 2,512). Das bedeutet, dass ein Stern der ersten Größe (+1.00) etwa 2,5-mal heller ist als ein Stern der zweiten Größe (+2.00) und etwa hundertmal heller als ein Stern der sechsten Größe (+6.00). Die schwächsten Sterne, die unter idealen Sichtbedingungen mit bloßem Auge sichtbar sind, haben eine Größe von +6.
Je niedriger die Magnitudenzahl, desto heller der Stern. Das spiegelt sich in der Waage wider, sowohl scheinbare als auch absolute Größe. Andererseits, ganz im Gegensatz dazu, je höher die Magnitudenzahl, desto schwächer der Stern. Die hellsten Sterne, auf jeder Skala, haben negative Magnitudenzahlen. Die Helligkeitsvariation zwischen zwei Sternen wird berechnet, indem die Magnitudenzahl des helleren Sterns von der Magnitudenzahl des schwächeren Sterns subtrahiert wird, wobei die Differenz als Exponent für die Basiszahl 2,512 verwendet wird.
Sowohl in Bezug auf die Entfernung vom Stern zur Erde als auch in Bezug auf die Leuchtkraft sind die absolute Helligkeit eines Sterns (M) und die scheinbare Helligkeit (m) nicht äquivalent. Ein Beispiel dafür ist das der helle Stern Sirius es hat eine scheinbare Helligkeit von -1,44, aber es hat eine absolute Helligkeit von +1,41.
In Bezug auf die Sonne beträgt ihre scheinbare Helligkeit -26,7; seine absolute Größe beträgt jedoch nur +4,83. Sirius, der hellste Stern am Nachthimmel, ist von der Erde aus gesehen etwa 23-mal leuchtender als die Sonne. Canopus, der zweithellste Stern am Nachthimmel hat eine absolute Helligkeit von -5,53. Es ist auch ungefähr 14,000 Mal leuchtender als die Sonne.
Obwohl Canopus viel heller ist als Sirius, erscheint letzterer heller als Canopus. Der Grund dafür ist, dass Sirius nur 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, während Canopus mit 310 Lichtjahren viel weiter entfernt ist. Aus diesem Grund, von der Erde, Sirius es sieht so viel heller aus.
Sternklassen
Es gibt viele Arten der Sternklassifikation, einige davon beziehen sich auf ihre Form, ihre Farbe, ihre Leuchtkraft. Aber in diesem Fall werden wir einige erwähnen Sternklassen mit unterschiedlichen Determinanten bezeichnen wir dies als ihre Gruppierung: wie gebundene Sterne und isolierte Sterne, die im Folgenden aufgeschlüsselt werden. Neben der Erwähnung dieser Klassifizierung ist es jedoch auch wichtig, die Sternverteilung zu erwähnen.
Gebundene Sterne
Ein Stern kann gravitativ miteinander verbunden werden, auf diese Weise werden Doppelsternsysteme gebildet, ternäre oder noch größere Gruppierungen. Ein großer Teil der Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehört zu Doppelsternsystemen. Bei massereichen Sternen liegt der Prozentsatz schätzungsweise bei fast 90 %, bei massearmen Sternen sinkt er auf 50 %. Sie können mehr darüber erfahren, wie sie gebildet werden Sternhaufen in diesem Kontext.
Manchmal können sich Sterne in großen Konzentrationen zusammenschließen, die von Zehn- bis Hunderttausenden oder sogar Millionen von Sternen reichen und sogenannte Sterne bilden Sternhaufen. Diese Haufen können auf Schwankungen im galaktischen Gravitationsfeld zurückzuführen sein, oder sie können das Ergebnis von Ausbrüchen der Sternentstehung sein. Was darüber bekannt ist, ist, dass sich die meisten Sterne in Gruppen bilden.
In der Milchstraße werden traditionell zwei unterschieden Cumulus-Typen: Ein Typ sind Kugelsternhaufen, die alt sind, sich im Halo befinden und Hunderttausende bis Millionen von Sternen enthalten. Der zweite Typ sind offene Sternhaufen, die erst vor kurzem entstanden sind, sich in der Scheibe befinden und eine geringere Anzahl an Sternen enthalten. Dies unterstreicht die Tatsache, dass Sterne in komplexen Systemen organisiert sind, wie in herausragende Momente der Menschlichkeit.
isolierte Sterne
Andererseits unterhalten nicht alle Sterne stabile Gravitationsbindungen. Dies impliziert, dass einige, wie die Sonne, alleine reisen und sich stark von der Sternengruppe trennen, in der sie entstanden sind. Diese isolierten Sterne reagieren nur auf das globale Gravitationsfeld, das aus der Überlagerung der Felder aller Objekte in der Galaxie besteht: Schwarze Löcher, Sterne, kompakte Objekte und interstellares Gas.
Stellare Verteilung
Zusätzlich zu allem, was erwähnt wurde, sind Sterne normalerweise nicht gleichmäßig im Universum verteilt. Dies geschieht, ungeachtet dessen, was auf den ersten Blick scheinen mag oder dass sie es auch sein können in Galaxien gebündelt. Eine der Möglichkeiten, Galaxien zu typisieren, ist die typische Spiralgalaxie, wie unsere Milchstraße. Es enthält Hunderte Milliarden von Sternhaufen, von denen sich die meisten in der schmalen galaktischen Ebene befinden.
Mit bloßem Auge erscheint der terrestrische Nachthimmel homogen, da nur ein sehr begrenzter Bereich des Himmels beobachtet werden kann. galaktische Ebene. Extrapoliert man die Beobachtungen in der Nähe des Sonnensystems, kann man sagen, dass die meisten Sterne in der galaktischen Scheibe und darin in einer zentralen Region, dem galaktischen Bulge, konzentriert sind, der sich im Sternbild Schütze befindet.
Sterne Eigenschaften
Es ist wichtig zu wissen, was die Eigenschaften einiger der bekannten Sterne sind. Es wird nicht immer möglich sein, jeden von ihnen genau zu bestimmen. Größen sind relativ und fast alles an einem Stern wird durch seine Anfangsmasse bestimmt. Dazu gehören Eigenschaften wie die zuvor erwähnte Leuchtkraft, Größe, Entwicklung, Nutzungsdauer und endgültiger Bestimmungsort.
Durchmesser
Sterngrößen variieren unglaublich stark. Aufgrund der großen Entfernung von der Erde erscheinen alle Sterne außer der Sonne mit bloßem Auge als helle Punkte am Nachthimmel. Sie flackern aufgrund Atmosphäreneffekt die unser Planet Erde hat. Die Sonne ist auch ein Stern, aber sie ist nahe genug an der Erde, um stattdessen als Scheibe zu erscheinen und Tageslicht zu liefern.
Abgesehen von der Sonne ist R Doradus der Stern mit der größten scheinbaren Größe. Dieser Stern hat einen Winkeldurchmesser von nur 0,057 Bogensekunden. Die Scheiben der meisten Sterne haben einen zu kleinen Winkel, um mit Strom beobachtet zu werden bodengebundene optische Teleskope, daher sind Interferometerteleskope erforderlich, um Bilder dieser Objekte zu erzeugen. Darüber hinaus sind die Beobachtungen der Platz im Kino Sie helfen auch, dieses Konzept besser zu verstehen.
Um die zu messen Winkelgröße der Sterne, können Sie auch eine andere Technik anwenden, die durch Verbergen erfolgt. Durch genaues Messen des Helligkeitsabfalls eines Sterns, wenn er vom Mond verdeckt wird (oder der Helligkeitszunahme, wenn er wieder erscheint), kann der Winkeldurchmesser des Sterns berechnet werden. Die Größe der Sterne reicht von Neutronensternen mit einem Durchmesser von 20 bis 40 km.
Dies kann sogar Überriesen wie Beteigeuze im Sternbild Orion passieren, die einen Durchmesser von etwa 1.070 mal so groß wie die Sonne. Es wird auf etwa 1.490.171.880 km (925.949.878 mi) geschätzt. Beteigeuze hat jedoch eine viel geringere Dichte als die Sonne.
Rotation
die Sterne haben Drehzahl. Die Geschwindigkeit kann durch spektroskopische Messung oder genauer durch Verfolgung ihrer Sternflecken bestimmt werden. Junge Sterne können am Äquator mit mehr als 100 km/s rotieren. Ein Beispiel dafür ist, dass der Klasse-B-Stern Achernar eine Äquatorialgeschwindigkeit von etwa 225 km/s oder mehr hat.
Dadurch wird Ihr Äquator herausgeschleudert und Sie erhalten a äquatorialer Durchmesser die mehr als 50 % größer ist als zwischen den Polen. Diese Rotationsgeschwindigkeit liegt knapp unter der kritischen Geschwindigkeit von 300 km/s, der Geschwindigkeit, bei der der Stern auseinanderbrechen würde. Im Gegensatz dazu dreht sich die Sonne einmal alle 25 bis 35 Tage mit einer Äquatorialgeschwindigkeit von 1.994 km/s.
Darüber hinaus ist die Magnetfeld eines Sterns Die Hauptsequenz und der Sternwind dienen dazu, seine Rotation um einen erheblichen Betrag zu verlangsamen, während er sich auf der Hauptsequenz entwickelt.
degenerierte Sterne
Diese Sterne haben sich zu einer kompakten Masse zusammengezogen, was zu einer schnellen Rotationsgeschwindigkeit führt. Aber, die degenerierten Sterne Sie haben relativ niedrige Rotationsgeschwindigkeiten im Vergleich zu dem, was aus der Erhaltung des Drehimpulses zu erwarten wäre. Die Tendenz eines rotierenden Körpers, eine Größenkontraktion auszugleichen, erhöht seine Rotationsgeschwindigkeit.
Außerdem wird ein großer Teil des Drehimpulses des Sterns durch Massenverlust durch den Sternwind abgebaut. Trotzdem ist die Drehzahl eines Pulses kann sehr schnell sein. Ein Beispiel dafür ist der Pulsar im Herzen des Krebsnebels, der sich 30 Mal pro Sekunde dreht. Die Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars nimmt aufgrund der Emission von Strahlung allmählich ab.
Temperatur
Ein weiteres Merkmal eines Sterns ist die Oberflächentemperatur, wenn es Hauptsequenz ist. Es wird durch die Energieproduktionsrate seines Kerns und seinen Radius bestimmt. Sie wird normalerweise aus dem Farbindex des Sterns berechnet. Die Temperatur wird normalerweise als Effektivtemperatur angegeben, das ist die Temperatur eines idealisierten schwarzen Körpers, der seine Energie mit der gleichen Oberflächenhelligkeit wie der Stern abstrahlt.
Andererseits beträgt die Temperatur im Zentralbereich der Sterne mehrere Millionen Grad Kelvin. Die Sterntemperatur bestimmt die Ionisierungsrate verschiedener Elemente und führt zu charakteristischen Absorptionslinien im Spektrum. Die Oberflächentemperatur eines Sterns, zusammen mit seiner visuellen absoluten Helligkeit und der Absorptionseigenschaften, wird verwendet, um einen Stern zu klassifizieren.
