Bedeckungsveränderliche
Bedeckungsveränderliche sind Doppelsternsysteme, bei denen sich die beiden Sterne von der Erde aus gesehen periodisch verdecken. Dadurch kommt es zu einer regelmäßigen Helligkeitsänderung des Systems, die beobachtet werden kann. Die Analyse dieser Helligkeitsschwankungen, auch Lichtkurve genannt, ermöglicht es Astronomen, wichtige Informationen über die Sterne zu gewinnen, wie z.B. ihre Größe, Masse und Umlaufbahnen. Es gibt verschiedene Arten von Bedeckungsveränderlichen, die sich in ihrer Lichtkurve und den physikalischen Eigenschaften der Sterne unterscheiden. Einige bekannte Beispiele sind Algol-Sterne, Beta-Lyrae-Sterne und W-Ursae-Majoris-Sterne.
Blauer Riese
Es gibt zwei Arten von Überriesen: rote und blaue. Rote Überriesen sind kühler und haben eine höhere Leuchtkraft als blaue Überriesen. Sie sind auch instabiler und verlieren durch starke Sternwinde große Mengen an Masse. Blaue Überriesen sind heißer und haben eine geringere Leuchtkraft als rote Überriesen. Sie sind auch stabiler und verlieren weniger Masse durch Sternwinde.
Brauner Zwerg
Ein Brauner Zwerg ist ein kosmischer Körper, der zu groß ist, um als Planet klassifiziert zu werden, aber zu klein, um Kernfusion in seinem Kern aufrechtzuerhalten, wie es Sterne tun. Sie sind kühler und dunkler als Sterne, aber heißer als Planeten. Braune Zwerge stellen somit eine Art Zwischenstufe zwischen Planeten und Sternen dar.
Doppelstern
Echte Doppelsterne sind zwei Sterne, die gravitativ aneinander gebunden sind und sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Sie sind gemeinsam entstanden und teilen eine ähnliche Entwicklungsgeschichte. Echte Doppelsterne sind relativ häufig und machen einen großen Teil aller Sterne im Universum aus.
Scheinbare Doppelsterne sind zwei Sterne, die von der Erde aus gesehen zufällig nahe beieinander stehen, aber in Wirklichkeit weit voneinander entfernt sind und keine physikalische Verbindung haben. Sie erscheinen nur aufgrund unserer Perspektive als Paar. Scheinbare Doppelsterne sind seltener als echte Doppelsterne.
Gelber Zwerg
Ein gelber Zwerg ist ein Stern der Spektralklasse G und befindet sich in der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Unsere Sonne ist ein Beispiel für einen gelben Zwerg. Diese Sterne sind mittelgroß und haben eine relativ lange Lebensdauer von mehreren Milliarden Jahren. Gelbe Zwerge fusionieren in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium und strahlen ein gelbliches Licht ab.
Kataklysmische Veränderliche
Kataklysmische Veränderliche sind faszinierende Doppelsternsysteme, die aus einem Weißen Zwerg und einem Begleitstern bestehen. Materie vom Begleitstern strömt auf den Weißen Zwerg und bildet eine Akkretionsscheibe. In unregelmäßigen Abständen kommt es zu plötzlichen Helligkeitsausbrüchen, den sogenannten Novae oder Zwergnovae, wenn sich genügend Material auf dem Weißen Zwerg angesammelt hat und es zu einer thermonuklearen Reaktion kommt.
Magnitar
Ein Magnetar ist ein extrem dichter Neutronenstern mit einem unglaublich starken Magnetfeld. Diese Magnetfelder sind Milliarden Mal stärker als das Erdmagnetfeld und gehören zu den stärksten im Universum. Magnare entstehen, wenn ein massereicher Stern am Ende seines Lebens kollabiert und einen Neutronenstern bildet. Durch bestimmte Prozesse während dieser Entstehungsphase wird das Magnetfeld extrem verstärkt. Die Rotation des Magnetars erzeugt intensive Strahlungsausbrüche, die von der Erde aus als kurze, aber extrem energiereiche Gammablitze beobachtet werden können.
Neutronenstern
Netronensterne sind extrem dichte Überreste eines massenreichen Sterns der bei einer Supernova kollabiert und zu einer Kugel wird die fast nur aus Neutronen besteht. Sie sind sehr klein aber extrem massereich und rotieren meist sehr schnell. Ihre starken Magnetfelder erzeugen intensive Strahlungspulse weshalb viele Neutronensterne als Pulsar beobachtet werden.
Pulsar
Ein Pulsar ist ein schnell rotierender Neutronenstern, der starke, gebündelte Strahlung aussendet. Diese Strahlungspulse werden von der Erde aus als regelmäßige Radiosignale wahrgenommen. Pulsare entstehen, wenn massereiche Sterne am Ende ihres Lebens als Supernova explodieren und ihr Kern zu einem extrem dichten Neutronenstern kollabiert. Die regelmäßigen Pulse von Pulsaren machen sie zu präzisen kosmischen Uhren und erlauben Astronomen, die Struktur des Universums und die Gesetze der Physik unter extremen Bedingungen zu untersuchen.
Quasare
Quasare sind extrem helle, aktive Kerne von Galaxien, die von supermassereichen Schwarzen Löchern in ihrem Zentrum angetrieben werden. Materie, die in das Schwarze Loch strömt, bildet eine Akkretionsscheibe und setzt dabei enorme Mengen an Energie in Form von Strahlung frei, wodurch Quasare zu den leuchtstärksten Objekten im Universum gehören. Quasare sind oft sehr weit entfernt und geben uns Einblicke in das frühe Universum.
Roter Riese
Ein Roter Riese ist ein Stern am Ende seines Lebenszyklus. Er hat seinen nuklearen Brennstoff fast aufgebraucht und bläht sich auf, wodurch seine äußeren Schichten abkühlen und rötlich erscheinen. Rote Riesen sind oft deutlich größer als unsere Sonne und spielen eine wichtige Rolle in der Entwicklung von Galaxien, da sie schwere Elemente produzieren und diese durch Sternwinde ins All verteilen.
Schwarzer Zwerg
Ein Schwarzer Zwerg ist ein hypothetischer Stern, der das Endstadium eines Weißen Zwergs darstellt. Weiße Zwerge sind die Überreste sonnenähnlicher Sterne, nachdem diese ihren nuklearen Brennstoff verbraucht haben und ihre äußeren Schichten abgestoßen haben. Während Weiße Zwerge noch etwas Wärme abstrahlen, würden Schwarze Zwerge im Laufe extrem langer Zeiträume so weit abkühlen, dass sie keine nennenswerte Strahlung mehr aussenden.
Aber das Universum ist schlichtweg noch nicht alt genug, als dass sich Schwarze Zwerge hätten bilden können. Die Zeit, die ein Weißer Zwerg benötigt, um sich zu einem Schwarzen Zwerg abzukühlen, übersteigt das geschätzte Alter des Universums um ein Vielfaches.
T-Tauri-Sterne
T-Tauri-Sterne sind junge Sterne, die sich noch in ihrer Entstehungsphase befinden. Sie sind oft von einer protoplanetaren Scheibe umgeben, aus der sich später Planeten bilden können. Diese Sterne zeichnen sich durch starke Ausbrüche und einen unregelmäßigen Helligkeitsverlauf aus. T-Tauri-Sterne sind quasi "Sternbabys", die noch am Wachsen und Entwickeln sind. Sie sind sehr aktiv und zeigen oft spektakuläre Ausbrüche.
Überriesen
Überriesen sind stellare Giganten am Ende ihres Lebenszyklus, die ihre äußeren Schichten aufgebläht haben und nun als rote oder blaue Riesen am Himmel leuchten. Diese kolossalen Sterne sind oft instabil und können am Ende ihres Lebens als Supernova explodieren.
Variable Sterne
Variable Sterne sind Sterne, deren Helligkeit im Laufe der Zeit schwankt. Diese Helligkeitsänderungen können regelmäßig oder unregelmäßig erfolgen und verschiedene Ursachen haben, wie z. B. Pulsationen, Bedeckungen durch einen Begleitstern oder Ausbrüche. Die Beobachtung und Untersuchung von veränderlichen Sternen liefert wertvolle Informationen über ihre physikalischen Eigenschaften, ihre Entwicklung und die Struktur des Universums.
Weiße Zwerge
Weiße Zwerge sind die Überreste massereicher Sterne, die ihren nuklearen Brennstoff verbraucht haben und ihre äußeren Schichten abgestoßen haben. Sie sind extrem dicht und bestehen hauptsächlich aus entarteter Materie. Weiße Zwerge sind vergleichsweise klein, aber sehr massereich und können eine Leuchtkraft haben, die der unserer Sonne entspricht, obwohl sie nur etwa so groß wie die Erde sind.
Weißer Riese
Ist ein sehr hell leuchtender und heißer Riesenstern der eine Oberflächentemperatur von 10000 Grad hat und daher sehr kurzlebig ist. (nur wenige Millionen Jahre) Der bekannteste weiße Riese ist der Stern Rigel im Sternbild Orion.
Wolf-Rayet-Sterne
Wolf-Rayet-Sterne sind extrem heiße und leuchtkräftige Sterne mit einer enormen Masse. Sie verlieren durch starke Sternwinde große Mengen an Masse und zeigen im Spektrum Linien von Helium und anderen schweren Elementen. Wolf-Rayet-Sterne sind relativ selten und entwickeln sich am Ende ihres Lebens oft zu spektakulären Supernovae oder sogar zu Schwarzen Löchern.