Wie können Wissenschaftler die Geheimnisse ferner Sterne kennen? Es stellt sich heraus, dass sie alle spektrale „Fingerabdrücke“ haben!

Am 30. März dieses Jahres veröffentlichte das weltbekannte Wissenschaftsmagazin Nature einen Artikel, in dem behauptet wurde, die NASA (National Aeronautics and Space Administration) habe mit dem Hubble-Teleskop den bislang am weitesten entfernten Stern mit der Nummer WHL0137-LS und dem Namen Earendel entdeckt, was „Morgenstern“ oder „Sonnenaufgangslicht“ bedeutet.

Untersuchungen zufolge ist dieser Stern etwa 12,9 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt, hat eine Masse, die etwa 50-mal so groß ist wie die der Sonne und ist ein riesiger blauer Stern. Zuvor war der am weitesten entfernte Stern MACS J1149 + 2223 Lensed Star-1 (kurz LS1), auch bekannt als Ikaros, der 2018 entdeckt wurde und etwa 9,3 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt ist.

Diese Sterne wurden durch den Vergrößerungseffekt der Gravitationslinse entdeckt. Obwohl sie verschwommen sind, können Wissenschaftler anhand des schwachen Sternenlichts dennoch ihre Identitätsinformationen erkennen. Wissenschaftler können die Bedingungen vieler Sterne, die Milliarden Lichtjahre entfernt sind, detailliert beschreiben. Woher also wissen die Wissenschaftler etwas über diese Sterne?

Es stellt sich heraus, dass Wissenschaftler über zahlreiche wissenschaftliche Methoden verfügen, um die Geheimnisse dieser fernen Sterne zu erforschen. Eine der wichtigsten Methoden ist die Analyse von Sternspektren. Sternspektren können viele tiefe Geheimnisse der Sterne enthüllen. Keine zwei Sterne haben genau die gleichen Spektren, daher werden Sternspektren als Fingerabdrücke von Sternen bezeichnet.

Weil Wissenschaftler diesen „Fingerabdruck“ der Sterne beherrschen, können sie die grundlegenden Parameter und Details ferner Sterne verstehen. Lassen Sie es uns gemeinsam lernen und verstehen.

Wie spektrale Fingerabdrücke entstehen/

Wir wissen, dass jeder Mensch unterschiedliche Fingerabdrücke hat und dass es auf der Welt keine zwei Fingerabdrücke gibt, die genau gleich sind. Aus diesem Grund können Menschen eine Person unter mehr als 7 Milliarden Menschen anhand der von dieser Person hinterlassenen Fingerabdruckinformationen finden.

Wenn man aber sagt, dass auch Sterne Fingerabdrücke haben, werden das viele Menschen sicher nicht glauben. Ein Stern ist ein riesiger Feuerball. Wie kann er Fingerabdrücke haben? Diese Aussage ist richtig, allerdings handelt es sich bei dem hier erwähnten Fingerabdruck nicht um einen echten Fingerabdruck, sondern um eine dem Fingerabdruck ähnliche Methode, mit der Informationen identifiziert werden können. Bei Menschen werden Fingerabdrücke häufig mit den Identitätsinformationen einer Person in Verbindung gebracht. Durch den Vergleich der Fingerabdrücke können wir das Geschlecht, das Alter, den Geburtsort, die ethnische Zugehörigkeit, die Kreditwürdigkeit und andere Informationen einer Person ermitteln. Daher ähneln Fingerabdrücke auch Personalausweisen.

Das Gleiche gilt für Sterne. Da jeder Stern in einer anderen Umgebung, zu einer anderen Zeit, mit unterschiedlicher Materialzusammensetzung, Masse, einem anderen Evolutionsprozess und einer anderen Entfernung entsteht, ist auch das emittierte Licht unterschiedlich. Das Sternspektrum kann diese Unterschiede subtil darstellen und so den „Fingerabdruck“ des Sterns bilden.

Das Spektrum umfasst die Farben und Spektrallinien des Lichts. Das Licht, das wir mit unseren Augen sehen, wird sichtbares Licht genannt und ist zusammengesetztes Licht. Sonnenlicht besteht beispielsweise aus Farben wie Rot, Orange, Gelb, Grün, Cyan, Blau und Violett. Da verschiedene Lichtfarben unterschiedliche Wellenlängen und Brechungsindizes haben, kommt es beim Durchgang durch ein Prisma zur Dispersion, wodurch die verschiedenen Lichtfarben getrennt werden.

Die Wellenlänge des sichtbaren Lichts liegt ungefähr zwischen 380 und 780 Nanometern, wobei violettes Licht die kürzeste und rotes Licht die längste Wellenlänge hat und die Energie umgekehrt proportional zur Wellenlänge ist. Sichtbares Licht ist ein kleiner Teil des elektromagnetischen Spektrums. Zu den elektromagnetischen Wellen gehört neben sichtbarem Licht auch unsichtbares Licht wie Radio-, Infrarot-, Ultraviolett-, Röntgen-, Gammastrahlen usw.

Lichtwellen sind elektromagnetische Strahlung, die von Elektronen bei der Bewegung von Atomen erzeugt wird. Die inneren Elektronen verschiedener Substanzen und die Bewegung dieser Elektronen bei unterschiedlichen Energien sind unterschiedlich, daher sind auch die von verschiedenen Substanzen in unterschiedlichen Zuständen emittierten Lichtwellen unterschiedlich. Bisher wurden 118 kosmische Elemente entdeckt und die von jedem Element ausgesandten Lichtwellen sind unterschiedlich.

Es gibt Spektrallinien im Spektrum, die sich auf dunkle Linien oder helle Linien in einem gleichmäßigen kontinuierlichen Spektrum beziehen. Jedes Atom hat seine eigenen charakteristischen Spektrallinien. Daher kann anhand der Eigenschaften der Spektrallinien festgestellt werden, welches Atom oder Molekül das Licht aussendet. Spektrallinien gehorchen dem Kirchhoffschen Gesetz, d. h. jedes chemische Element kann Strahlung erzeugen und bei hohen Temperaturen ein einzigartiges helles Linienspektrum aussenden; Bei niedrigen Temperaturen absorbiert es die Strahlung, die es aussenden kann, und wandelt so die hellen Linien im Spektrum in dunkle Linien um.

Wissenschaftler erhalten im Labor spektrale Proben verschiedener Elemente unter verschiedenen Bedingungen. Mithilfe dieser Proben können sie durch Vergleichen und Analysieren der Spektren verschiedener gesammelter Lichtquellen herausfinden, aus welchen Elementen diese Lichtquellen bestehen und wie hoch die Häufigkeit (das Verhältnis) der verschiedenen Elemente ist. Aus diesem Grund können Wissenschaftler den Zustand von Sternen durch die Analyse des Sternspektrums ermitteln.

Durch die Analyse von Sternspektren können wir auch die Größe und Lebensdauer von Sternen bestimmen.

Durch Langzeitbeobachtungen von Sternen haben Wissenschaftler ein Muster entdeckt: Je größer die Masse eines Sterns, desto höher seine Leuchtkraft und desto höher seine Oberflächentemperatur. Auf diese Weise kann aus der Helligkeit eines Sterns auf seine Masse geschlossen werden.

Das am häufigsten verwendete Klassifizierungssystem für Sternspektren wurde im späten 19. Jahrhundert vom Harvard-Observatorium in den USA vorgeschlagen. Es wird das Harvard-System genannt. Dieses System unterteilt Sternspektren in Typen wie O, B, A, F, G, K und M. Jeder Spektraltyp ist in 10 Untertypen unterteilt, die mit den arabischen Ziffern 0 bis 9 gekennzeichnet sind.

Unter den derzeit beobachteten Sternen ist O5 jedoch der heißeste und M5 der schwächste Stern. Es gibt also nur 6 Unterkategorien des O-Typs und 5 Unterkategorien des M-Typs. Bisher wurden nur 61 Unterkategorien beobachtet.

Als O-Typ-Spektralsterne werden Sterne bezeichnet, die 20 bis 150 Mal massereicher sind als die Sonne. Sie erscheinen blau, haben Oberflächentemperaturen von 25.000 bis 55.000 K und eine absolute Helligkeit, die 200.000- bis 5-Millionen-mal so hoch ist wie die der Sonne. Von diesen Riesensternen gibt es in der Milchstraße nur sehr wenige; sie machen etwa 0,00003 % der Gesamtzahl der Sterne aus.

M-Typ-Spektralsterne sind die kleinsten roten Zwergsterne mit einer Masse von weniger als dem 0,4-Fachen der Sonnenmasse. Der kleinste Stern hat nur das 0,08-Fache der Sonnenmasse und eine Oberflächentemperatur von 2000 bis 3500 K. Dieser Sterntyp ist der Hauptstern in der Milchstraße und macht etwa 76,45 % der Gesamtzahl der Sterne aus.

Die Sonne gehört zum G-Typ-Spektrum. Zu diesem Spektraltyp von Sternen gehören Sterne mit der 0,8- bis 1,2-fachen Masse der Sonne. Sie haben eine gelbe Farbe, deshalb werden sie auch Gelbe Zwerge genannt. Die Oberflächentemperatur liegt zwischen 5000 und 6000 K und sie machen etwa 7,8 % der Milchstraße aus. Die Sonne ist ein gelber Zwergstern mit einer Masse von 1,9896*10^30 Kilogramm.

Es gibt noch einige andere Klassifizierungsmethoden und Arten von Sternspektren, die hier nicht besprochen werden.

Die Lebensdauer eines Sterns ist umgekehrt proportional zu seiner Masse. Das heißt: Je größer die Masse eines Sterns ist, desto heftiger ist aufgrund der extrem hohen Temperatur und des Drucks im Inneren die Kernreaktion, desto schneller verbrennt er, desto mehr Brennstoff verbraucht er und desto kürzer ist daher seine Lebensdauer. Umgekehrt gilt: Je größer die Masse eines Sterns, desto länger ist seine Lebensdauer. Daher können Wissenschaftler durch die Analyse der Spektren von Sternen deren Masse bestimmen und daraus die Lebensdauer der Sterne ableiten.

Durch die Analyse des Verhältnisses der Elemente im Sternspektrum und der Häufigkeit verschiedener Elemente können wir bestimmen, welches Entwicklungsstadium der Stern erreicht hat und wie lange er leben wird. Dies liegt daran, dass Sterne vom Moment ihrer Entstehung an ständig einer Kernfusion unterliegen, wodurch sich ihre Elementzusammensetzung ständig ändert.

Das ist ein bisschen wie das Verständnis des menschlichen Alters. Ärzte kennen die Knochendichte, den Zustand des Körpergewebes und andere Indikatoren von Menschen unterschiedlicher Altersgruppen und können anhand der Untersuchungs- und Testberichte das Alter der Person ungefähr bestimmen.

Aus dem Sternspektrum können wir auch die Entfernung zwischen dem Stern und uns ermitteln.

Es gibt zwei häufig verwendete Methoden, um die Entfernung eines Sterns aus unserem Sternspektrum zu ermitteln: Eine besteht darin, die absolute Helligkeit des Sterns in die visuelle Helligkeit umzurechnen, um die Entfernung des Sterns zu ermitteln; die andere besteht darin, die Entfernung des Sterns anhand der Rotverschiebung oder Blauverschiebung des Sternspektrums zu berechnen.

Sowohl die absolute Helligkeit als auch die scheinbare Helligkeit sind Maßeinheiten für die Helligkeit eines Sterns und werden in numerischen Werten ausgedrückt. Je größer der Wert, desto dunkler ist es und umgekehrt. Es gibt auch negative Zahlen, und je negativer der Wert, desto heller der Stern. Jede Helligkeitsstufe unterscheidet sich um den Faktor 2,512, sodass der Helligkeitsunterschied zwischen den Stufen ein Exponent von 2,512 ist. Wenn beispielsweise der Unterschied zwischen einem Stern der 1. Größenklasse und einem Stern der 6. Größenklasse 5 Größenklassen beträgt, beträgt der Helligkeitsunterschied 2,512 hoch 5, also etwa das 100-fache.

Die absolute Helligkeit ist die absolute Helligkeit eines Sterns. Theoretisch werden die Sterne auf derselben Startlinie von 10 Bogensekunden platziert, um ihre Helligkeit zu vergleichen. Daher ist die absolute Helligkeit die wahre Helligkeit des Sterns. Parsec ist die Einheit für die Entfernung zwischen Himmelskörpern im Universum. 1 Parsec sind etwa 3,26 Lichtjahre und 10 Parsec sind 32,6 Lichtjahre.

Als visuelle Helligkeit wird die scheinbare Helligkeit bezeichnet, also die Helligkeit von Sternen, wie sie mit bloßem Auge wahrgenommen wird (einschließlich der Umrechnung der Helligkeit, die durch ein Teleskop wahrgenommen wird). Da Sterne weit entfernt und nah sind, kann die vom menschlichen Auge wahrgenommene Helligkeit nicht die wahre Helligkeit der Sterne darstellen. Sterne mit größerer absoluter Helligkeit erscheinen dunkler, weil sie weiter entfernt sind. Sterne mit geringerer absoluter Helligkeit erscheinen hingegen heller, weil sie nahe beieinander liegen.

Beispielsweise beträgt die absolute Helligkeit der Sonne 4,83 und die scheinbare Helligkeit -26,74. Die absolute Helligkeit von Sirius A beträgt 1,42 und die scheinbare Helligkeit -1,47. Vergleicht man die absolute Helligkeit der beiden Sterne, ist Sirius etwa 23-mal heller als die Sonne, die visuelle Helligkeit von Sirius und der Sonne ist jedoch völlig unvergleichlich.

Die Sonne ist so groß und so weit entfernt, dass es unmöglich ist, direkt in sie hineinzublicken. Sirius ist nur ein Stern. Die scheinbare Helligkeit der Sonne ist 12,8 Milliarden Mal heller als die von Sirius. Dies liegt daran, dass die Sonne nur 150 Millionen Kilometer von uns entfernt ist, während Sirius 8,6 Lichtjahre entfernt ist, was mehr als der 60.000-fachen Entfernung der Sonne entspricht. Würde Sirius in die Position der Sonne gebracht, würde seine Helligkeit eine Magnitude von -30 erreichen, was immer noch etwa dem 23-fachen der Helligkeit der Sonne entspricht.

Die Umrechnungsformel zwischen absoluter Helligkeit und scheinbarer Helligkeit lautet: m=M-5log(d0/d) oder M=m+5log(d0/d). Die erste Formel dient zum Umrechnen der visuellen Größe, wenn die absolute Größe bekannt ist, und die zweite Formel dient zum Umrechnen der absoluten Größe, wenn die visuelle Größe bekannt ist. In der Formel steht m für die visuelle Helligkeit, M für die absolute Helligkeit, d0 für 10 Bogensekunden (32,6 Lichtjahre) und d für die tatsächliche Entfernung des Himmelskörpers.

Aus der Formel können wir auch erkennen, dass die Beziehung zwischen absoluter Größe und visueller Größe proportional zur Entfernung ist. Da wir die absolute Helligkeit eines Sterns aus dem Spektraltyp ableiten und die scheinbare Helligkeit eines Sterns mit bloßem Auge oder einem Teleskop bestimmen können, können wir die tatsächliche Entfernung zwischen dem Stern und uns berechnen.

Die Methode der spektralen Rotverschiebung bzw. Blauverschiebung basiert auf der Tatsache, dass jedes Objekt, das sich wellenförmig bewegt, einen Dopplereffekt aufweist. Das heißt, wenn sich die Wellenquelle uns nähert, wird die Wellenlänge komprimiert und verkürzt und die Frequenz wird höher; umgekehrt wird die Wellenlänge verlängert und die Frequenz niedriger. Bei Lichtwellen ist die Wellenlänge des roten Lichts länger und die Wellenlänge des blau-violetten Lichts kürzer. Wenn sich die Quelle der Lichtwellen von uns entfernt, bewegen sich die Spektrallinien daher zum roten Ende hin. andernfalls bewegen sie sich in Richtung des blau-violetten Endes.

Dies wird als Rotverschiebung und Blauverschiebung des Spektrums bezeichnet. Eine Rotverschiebung bedeutet, dass sich die Lichtquelle von uns wegbewegt, und eine Blauverschiebung bedeutet, dass sich die Lichtquelle auf uns zubewegt. Durch die Messung der Rotverschiebung oder Blauverschiebung im Spektrum eines Sterns können Wissenschaftler bestimmen, wie schnell sich der Stern von uns entfernt oder auf uns zubewegt.

Die Rotverschiebungs- und Blauverschiebungswerte sind direkt proportional zur Geschwindigkeit. Je größer der Wert, desto schneller die Geschwindigkeit.

Die moderne Standardtheorie des kosmologischen Modells geht davon aus, dass sich das Universum isotrop ausdehnt. Entfernte Galaxien und Sterne entfernen sich mit einer Geschwindigkeit von uns, die linear proportional zur Entfernung ist. Das heißt, je weiter die Galaxie entfernt ist, desto schneller entfernt sie sich. Der Astronom Edwin Hubble, der dieses Gesetz entdeckte, stellte das Hubble-Gesetz auf, das wie folgt ausgedrückt werden kann: V= H*D.

In dieser Formel stellt V die Geschwindigkeit dar, mit der sich weit entfernte Galaxien von uns entfernen, H ist die Hubble-Konstante und D ist die tatsächliche Entfernung zwischen der Galaxie und uns. Wenn wir also aus der spektralen Rotverschiebung die Geschwindigkeit ermitteln können, mit der sich ein Stern von uns entfernt, können wir über die Hubble-Konstante die Entfernung zwischen dem Stern und uns berechnen.

Die Hubble-Konstante ist die Geschwindigkeit, mit der sich Galaxien in Megaparsec von uns wegbewegen. Die von der Europäischen Weltraumorganisation ESA durch den Satelliten Planck im Jahr 2013 gemessene Hubble-Konstante beträgt 67,80 km/s. Das bedeutet, dass sich die Galaxie in einer Entfernung von 3,26 Millionen Lichtjahren mit einer Geschwindigkeit von etwa 67,8 Kilometern pro Sekunde von uns entfernt.

Auf diese Weise können wir anhand des Rotverschiebungswerts berechnen, dass die Geschwindigkeit, mit der sich ein bestimmter Stern von uns entfernt, 1000 Kilometer pro Sekunde beträgt. Nach dem Hubble-Gesetz können wir berechnen, dass die Entfernung dieses Sterns von uns 1000/67,8*3260000≈48,08 Millionen Lichtjahre beträgt.

Allerdings ist die Berechnung der Entfernung anhand der spektralen Rotverschiebung nur auf Entfernungen über 3,26 Millionen Lichtjahre anwendbar, da die Ausdehnung des Universums in großem Maßstab erfolgt. Im kleinen Maßstab ist der Expansionseffekt nicht offensichtlich und die Himmelskörper werden immer noch hauptsächlich durch die Schwerkraft eingeschränkt und nähern sich einander an. Beispielsweise nähern sich die Andromedagalaxie und die Milchstraße aufgrund ihrer enormen gegenseitigen Anziehungskraft mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 Kilometern pro Sekunde einander an, und man geht davon aus, dass es in drei bis vier Milliarden Jahren zu einer Kollision und Verschmelzung kommen wird.

Kurz gesagt ist das Sternspektrum der Fingerabdruck und Personalausweis jedes Sterns und enthält zahlreiche Sterninformationen. Durch die Analyse von Sternspektren können Wissenschaftler für jeden Stern ein Identitätsprofil erstellen. Was denkst du darüber? Willkommen zur Diskussion, danke fürs Lesen.

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