Jeder Stern ist anders. Manche sind groß, manche klein, manche heiß, manche kalt. Sie können blau oder gelb oder rot sein. Die Sternenklassifizierung ermöglicht es Ihnen, einen Stern in einfachen Worten zu beschreiben.
Schritte
Methode 1 von 5: Temperatur
Schritt 1. Bestimmen Sie die Farbe des Sterns
Die Farbe dient als grober Anhaltspunkt für die Temperatur. Derzeit gibt es zehn Farben mit jeweils einem zugehörigen Temperaturbereich. Sterne der O-Klasse sind blau/UV. B-Klasse sind blau-weiß, A-Klasse weiß, F gelb-weiß, G gelb, K orange und M rot. Die anderen drei Klassen sind Infrarot. L-Klasse erscheinen im visuellen Licht sehr tiefrot. Ihre Spektren zeigen Alkalimetalle und Metallhydride. T-Klasse sind kühler als L-Klasse. Ihre Spektren zeigen Methan. Y-Klasse sind die coolsten von allen und gelten nur für Braune Zwerge. Ihre Spektren unterscheiden sich von den T- und L-Klassen, aber es gibt keine eindeutige Definition.
Schritt 2. Geben Sie nach dem Buchstaben eine Zahl ein, um die genaue Temperatur anzuzeigen
Innerhalb jeder Farbe gibt es zehn Temperaturbänder, 0-9, wobei 0 am heißesten ist. Somit ist A0 heißer als A5, was heißer ist als A9, das heißer als F0 ist (als Beispiel)
Methode 2 von 5: Größe
Schritt 1. Bestimmen Sie die Größe des Sterns
Nach der Temperaturangabe wird eine römische Ziffer hinzugefügt, die die Größe des Sterns angibt. 0 oder Ia+ zeigt einen Hyperriesenstern an. Ia, Iab und Ib repräsentieren Überriesen (hell, mittel, schwach). II sind helle Riesen, III Riesen, IV Unterriesen, V Hauptreihensterne (der Teil eines Sternenlebens, durch den er die meiste Zeit verbringt) und VI sind Unterzwerge. Ein Präfix von D weist auf einen weißen Zwergstern hin. Beispiele: DA7 (weißer Zwerg), F5Ia+ (gelber Hyperriese), G2V (gelber Hauptreihenstern). Die Sonne ist G2V.
Methode 3 von 5: Verknüpfung zu Temperatur und Größe
Schritt 1. Verwenden Sie ein Prisma, um das Licht des Sterns zu teilen
Dadurch erhalten Sie eine Reihe von Farben, ein sogenanntes Spektrum, wie Sie es erhalten, wenn Sie eine Taschenlampe durch ein Prisma leuchten. Das Spektrum eines Sterns sollte dunkle Linien aufweisen. Dies sind Absorptionslinien.
Schritt 2. Vergleichen Sie das Spektrum des Sterns mit einer Datenbank
Eine gute astronomische Datenbank sollte für jeden Sterntyp ein typisches Spektrum liefern. Aus diesem Grund wird der Typ manchmal auch als Spektralklasse bezeichnet.
Methode 4 von 5: Metallizität
Schritt 1. Bestimmen Sie den Anteil an Metallen (andere Elemente als Wasserstoff und Helium) in einem Stern
Sterne mit mehr als 1% Metallen werden als metallreich bezeichnet und gehören zu einer sogenannten Population I. Sterne mit etwa 0,1% Metallen werden als metallarm bezeichnet und gehören zu Population II. Sterne der Population II bildeten sich früher im Universum, als weniger Metalle gebildet worden waren.
Schritt 2. Halten Sie die Augen nach Sternen ohne Metalle offen
Es wird erwartet, dass diese Sterne (Population III) kurz nach dem Urknall geboren wurden, als die einzigen Elemente Wasserstoff und Helium waren und Metalle noch nicht existierten. Bisher sind diese Sterne nur theoretisch, aber die Leute suchen sehr intensiv nach ihnen.
Methode 5 von 5: Variabilität
Schritt 1. Bestimmen Sie, ob der Stern variabel ist
Nicht alle Sterne sind es, aber einige sind es und können sehr nützlich sein.
Schritt 2. Stellen Sie fest, ob es sich um eine verdunkelnde Binärdatei handelt
Verdunkelnde Doppelsterne, wie Algol in Perseus, sind zwei Sterne, die sich umkreisen.
Schritt 3. Bestimmen Sie die Amplitude und die Periode der Variation
Vergleichen Sie diese mit den Eigenschaften bekannter Variablentypen, um den Typ des Variablensterns zu bestimmen. Cepheid-Variablen haben beispielsweise Perioden von Tagen bis Monaten und Amplituden von bis zu 2 Magnituden, während Delta-Scuti-Variablen Perioden von weniger als 8 Stunden und Amplituden von weniger als 0,9 Magnituden aufweisen.
