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Sternen

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Was ist Stern?

 

Aktualisiert 20. Mai 2012

 

Kategorie: Sterne

Ein Stern ist ein Stern wie die Sonne, die durch Kernreaktionen in den Mittelpunkt treten scheint.
Mit Ausnahme der Sonne, scheinen die Sterne mit dem bloßen Auge als ein helles, schimmerndes aufgrund atmosphärischer Turbulenzen, ohne sofortige scheinbare Bewegung im Vergleich zu anderen festen Objekten in den Himmel. Alle Sterne sind deutlich weiter entfernt von der Erde entfernt als die Sonne. Der nächste Stern, Proxima Centauri, ist etwa 4 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt, fast 250 000 mal weiter als die Sonne. Die Masse eines Sterns ist in der Größenordnung von 1030 kg und der Radius in der Größenordnung von mehreren Millionen Kilometern.
Die abgestrahlte Leistung durch einen Stern wie die Sonne ist etwa 1026 Watt. Sterne entstehen aufgrund der Kontraktion eines Nebels aus Gas und Staub unter dem Einfluss der Schwerkraft. Wenn die Erwärmung des Materials ausreichend ist, wird es auslösen Zyklus von Kernreaktionen im Zentrum des Nebels um einen Stern zu bilden. Die Energie aus diesen Reaktionen wird dann ausreichen, um ihre Kontraktion aufgrund der Strahlung erzeugten Druck zu stoppen.

 

Die Anzahl der Sterne im Universum ist zwischen 1022 und 1023 geschätzt. Abgesehen von der Sonne, die Sterne sind zu schwach, um bei Tageslicht beobachtet werden. Die Zahl der beobachtbaren Sterne in der Nacht mit bloßem Auge und an einem klaren Tag reicht von hundert bis zu mehreren Tausend je nach den Bedingungen der Beobachtung.

Image : Birth of a star Bild aus Daten aus dem Chandra X-ray Telescope (blau) und Daten aus dem Spitzer Infrarot-Teleskop (rot und orange) gemacht. Bei etwa 4000 Lichtjahre von der Erde liegt RCW 108, einer Region der Milchstraße, wo Sternentstehung aktiv ist, wo die Anwesenheit von Clustern von jungen blauen Sternen auf dem Bild. Dass wir geboren zu sehen, ist in Gelb in der Mitte des Bildes tief in eine Wolke aus molekularem Wasserstoff verwurzelt. Nach Angaben von verschiedenen Teleskopen haben Astronomen festgestellt, dass die Geburt von Sternen in dieser Region durch die Nähe Effekt der junge massereiche Sterne ausgelöst wird.

 Sterne in RCW108
     

Aufbau eines Sterns

    

Die Struktur eines Sterns besteht aus verschiedenen Bereichen, das Herz, die radiative Zone Konvektionszone, der Photosphäre und der Korona.
Das Herz ist der Teil des Sterns in die thermonuklearen Reaktionen stattfinden Bereitstellung der notwendigen Energie für seine Stabilität. Das Herz ist der heißeste Zone und griff nach der Sonne, eine Temperatur von 15,7 Millionen Kelvin. Die Energie durch Kernfusion im Herzen des Sterns freigesetzt wird, um die äußeren Schichten durch Strahlung übertragen. Ist die Strahlungs-Zone, die zuerst kommt diese Energie. Die Strahlungs-Zone wird durch eine Konvektionszone gekrönt. In der Konvektionszone wird die Wärme durch die Bewegung des riesigen beheizten Material an der Basis dieser Schicht übertragen. Die Temperatur in der Konvektionszone Unterschreiten Million Grad Kelvin. Das Material, das als Folge des Auftriebs steigt, erwärmt die Umgebung (in Richtung der Oberfläche), kühlt und Dips auf der Basis der Konvektionszone für einen neuen Zyklus von Konvektion. Die Konvektionszone ist mehr oder weniger.

 

Für einen Stern auf der Hauptreihe, hängt es von der Masse und chemische Zusammensetzung, einen riesigen, es ist hoch entwickelt und nimmt einen großen Teil des Volumens des Sterns. Für einen Überriesen, kann dieses Gebiet zu erreichen drei Viertel des Volumens des Sterns. Dann kommt der Photosphäre, der äußere Teil des Sterns, die sichtbares Licht erzeugt. Die Photosphäre ist mehr oder weniger umfangreiche, ein paar hundert Kilometer für Zwerge (weniger als 1 Prozent des Radius), um ein paar Dutzend Prozent der Radius des Sterns für die Riesen. Das Licht, das produziert wird enthält alle Informationen über Temperatur, Oberfläche die Schwerkraft und die chemische Zusammensetzung des Sterns.
Für die Sonne, die Photosphäre eine Dicke von etwa 400 km. Die Korona ist die äußere, dünne und extrem heiße so Kann während der Sonnenfinsternis zu sehen. Es ist durch das Studium der Krone im 19. Jahrhundert der Astronom Jules Janssen entdeckte die Existenz von Helium, Edelgase, deren Name bezieht sich auf die Sonne (Helios).

 

Video : Herschel-Teleskop liefert Bilder mit einer Auflösung beispiellos in der spektralen Infrarot-und Submillimeter-, ein bevorzugter Bereich des Lichtes, die Geburt von Sternen zu beobachten. Star Formation auf der Baustelle Du Big Bang au Vivant. © Groupe ECP, Du Big Bang au Vivant

     

Sirius, der hellste

   

 Proxima Centauri, dem nächsten

sterne sirius  

* Sirius ist der hellste Stern am Nachthimmel. Sirius ist 20-mal heller als unsere Sonne und mehr als doppelt so massiv. Sirius ist 8,7 Lichtjahre entfernt. Sirius heit Dog Star wegen seiner Bedeutung in der Konstellation Canis Majoris (Canis Major). Im Jahr 1862, es ist ein Begleiter Sirius so dass es ein Doppelsternsystem entdeckt wurde, ist Sirius B 10.000 mal heller als Sirius A. Die Sirius-System ist auf das linke Bild, das X-ray erobert

Image : Alpha Centauri, wie die meisten der Sterne ist ein Roter Zwerg. Dies ist der nächste Stern für uns, auf 4,22 al unserer Sonne, er ist Teil eines Triple-Sterne-System (gefangen in der Mitte des Bildes). Alpha Centauri ist ganz ähnlich wie unsere Sonne.

 sterne proxima centauri
     

Eigenschaften eines Sterns

    

Der Mann dachte, dass die hellsten Sterne könnten die Zahlen zu bilden. Diese Gruppen unterscheiden sich von einer Epoche zur anderen und von einer Zivilisation zur anderen. Die Figuren werden traditionelle, oft auf die griechische Mythologie bezogen, werden als Konstellationen.
Die Sterne eines Sternbildes haben nichts gemeinsam, wenn auch nicht zu besetzen, von der Erde aus, einer Position nahe am Himmel zu sehen.
Es kann sehr weit voneinander entfernt. Allerdings hat die International Astronomical Union eine einheitliche Liste der Sternbilder festgelegt, die Zuweisung jeweils einen Teil des Himmels, um die Position von Himmelskörpern zu erleichtern.
Die Sterne haben eine Masse zwischen etwa 0,08 und 150-fache Masse der Sonne. Diese Menge bestimmt das Leben der Sterne. Im Jahr 2010 entdeckte ein Team von Astronomen um Paul Crowther, Professor für Astrophysik an der Universität von Sheffield, führte die meisten massereichen Sterns mit einer Masse von mehr als 300-fache Masse unserer Sonne, die zwei Mal die 150 Sonnenmassen als die maximale Masse eines Sterns. Der Stern R136a1, in dem R136-Cluster gefunden, ist die massive Sterne mit einer Masse von etwa 265 Sonnenmassen und einer Masse bei der Geburt von 320-fache Masse der Sonne berechnet beobachtet. Ein sehr massereichen Sterns ist sehr hell, aber sein Leben wird reduziert.
Das sehr massereiche Sterne zu produzieren starken Winden. "Wie alt ein wenig mehr als einer Million Jahren, ist der Star extremsten R136a1, bereits die Hälfte seines Lebens und hat bereits eine intensive Gewichtsverlust Diät unterzogen, verliert ein Fünftel der ursprünglichen Masse während dieser Periode, die mehr als fünfzig Sonnenmassen entspricht." Paul Crowther sagte. Unterhalb der minimalen Masse, wird die Wärme durch die Kontraktion erzeugt nicht ausreicht, um den Zyklus von Kernreaktionen beginnen.
Über die maximale, ist die Schwerkraft nicht ausreicht, um die gesamte Materie des Sterns zu halten, wenn Kernreaktionen beginnen. Im Vergleich zu unseren Planeten (etwa 12 756 km im Durchmesser), die Sterne sind enorm: Die Sonne hat einen Durchmesser von etwa 1,5 Millionen Kilometer und einige Stars wie Beteigeuze und Antares haben einen Durchmesser 800 mal größer als unsere Sonne.
Die Suche nach seiner stellaren Verwendung über den Bereich eher als der Durchmesser bleibt ein Konzept in zwei Dimensionen.

 

Die Größe ist eine logarithmische Skala der strahlenden Fluß der Sterne. Wir unterscheiden die scheinbare Helligkeit, die auf den Abstand zwischen dem Stern und dem Betrachter abhängt, und die absolute Größe, die die Größe der Sterne ist, wenn es wurde willkürlich auf 10 parsec des Betrachters gestellt.
Die absolute Größe ist natürlich direkt an die Helligkeit des Sterns zusammen. Diese Menge wird von der Sternentwicklung Modelle verwendet, während die scheinbare Helligkeit ist eher für Beobachtungen genutzt, da das Auge eine logarithmische Empfindlichkeit auch.
Die meisten Sterne weiß erscheinen dem bloßen Auge. Aber wenn wir genau hinschauen auf die Sterne, können wir bemerken Sie eine Farbe: Blau, Weiß, Rot und sogar Gold.
Die Tatsache, daß die Sterne unterschiedliche Farben zeigen, blieb ein Rätsel.
Die Farbe verwendet werden, um Sterne nach ihren spektralen Typ (was ist es, die Temperatur der Sterne bezogen) zu klassifizieren.
Die Spektraltypen reichen von der eher violett als rot, das heißt, je wärmer die Kühler und sind mit den Buchstaben OBAFGKM eingestuft.
Die Sonne zum Beispiel ist der Spektraltyp G. Aber es ist nicht genug, um einen Stern durch seine Farbe zu charakterisieren (seine spektralen Typ), müssen wir auch messen die Helligkeit.
Für eine gegebene Spektraltyp, plus der Stern, desto größer ist seine Leuchtkraft hoch. Die O-und B-Sterne sind blau im Auge, die Sterne sind weiß, F und G-Sterne sind gelb, die Sterne orange K sind, M Sterne rot.

KlasseTemperaturAbsorptionslinien
O> 25 000 KStickstoff, Kohlenstoff, Helium und Sauerstoff
B10 000 - 25 000 KHelium, Wasserstoff
A7 500 - 10 000 KWasserstoff
F6 000 - 7 500 KMetalle: Eisen, Titan, Calcium, Strontium und Magnesium
G5 000 - 6 000 KCalcium, Helium, Wasserstoff und Metallen
K3 500 - 5 000 KMetalle und Titanoxid
M< 3 500 KMetalle und Titanoxid
 Sternhaufen durch das Hubble Space Telescope gesehen

Image : Image der Kugelsternhaufen Omega Centauri, mit dem Hubble Space Telescope mit der Wide Field Camera 3 (WFC3), im Jahr 2009.
Kredit: NASA, ESA und das Hubble SM4 ERO Team.
Die Farbe verwendet werden, um Sterne nach ihren spektralen Typ (was ist es, die Temperatur der Sterne bezogen) zu klassifizieren. Die Spektraltypen reichen von der eher violett als rot, das heißt, je wärmer die Kühler und sind mit den Buchstaben O B A F G K M eingestuft.
Die O-und B-Sterne sind blau im Auge, die Sterne sind weiß, F und G-Sterne sind gelb, die Sterne orange K sind, M Sterne rot.

     

Klassen von Sternen

    

* Braune Zwerge sind keine Sterne, oder vielmehr, sie sind Sterne gescheitert. Ihre Masse beträgt zwischen denen von kleinen Sternen und die der großen Planeten. Tatsächlich ist es 0.08 Sonnenmassen für einen Protostern thermonuklearen Reaktionen beginnt und ein wahrer Star.
Braune Zwerge sind nicht massiv genug, aber sie strahlen ein wenig Wärme, Rückstandsbildung.
Es ist möglich, daß am Anfang ihrer Ausbildung, die sie begonnen haben, eine Fusion, sondern sie schließlich sterben. Braune Zwerge haben nie die kritische Masse (13-fache Masse des Jupiter, oder 0,08-fache Masse der Sonne) zu zünden und Erhaltung einer dauerhaften Zustand erreicht.
Wir riefen einen Braunen Zwerg von kaltem 1 000 ° C und heiß von 2000° C. Braune Zwerge sind schwer zu beobachten, da sie eine schwache Strahlung im Infraroten aus.

 

* Rote Zwerge sind kleine rote Sterne. Diese Stars unter den jungen und Weiße Zwerge, Neutronensterne und Braune Zwerge nicht verbrauchen Kernbrennstoff. Die Masse der roten Zwerge liegt zwischen 0,08 und 0,8 Sonnenmassen.
Eine Oberflächentemperatur zwischen 2500 und 5000 K gibt ihnen eine rote Farbe. Aufgrund ihrer geringen Masse Rote Zwerge verbrennen Wasserstoff langsam, und sie haben daher eine sehr lange Haltbarkeit, bei zwischen zehn und 1 000  000 000 000 Jahre geschätzt. Sie kontrahieren und Wärme langsam auf, bis alle ihre Wasserstoff verbraucht wird.
Rote Zwerge sind wohl die zahlreichen Sterne im Universum.
Proxima Centauri, der nächste Stern, uns ist ein Roter Zwerg, und einige zwanzig von dreißig anderen nahen Sternen.

 

* Die gelben Zwerge sind von mittlerer Größe. (Die Astronomen klassifizieren Sterne in Zwerg oder Riese). Sie haben eine Oberflächentemperatur von etwa 6000° C und strahlen ein helles Gelb, fast weiß.
Am Ende seines Lebens, wird ein gelber Zwergstern einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg.
Die Sonne ist ein typisches gelben Zwerg. Die roten Riesen-Phase signalisiert das Ende des Lebens eines gelben Zwerg. Ein Stern erreicht dieses Stadium, wenn sein Herz seiner primären Brennstoff Wasserstoff aufgebraucht ist. Fusion Reaktionen von Helium-Trigger dann, und während das Zentrum des Sterns Verträge, schwellen seine äußeren Schichten, röten und kühl. Verwandelt in Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium ist seinerseits erschöpft und der Stern stirbt.
Der Stern dann entledigt sich seine äußeren Schichten und das Zentrum ist damit beauftragt, ein Weißer Zwerg von der Größe eines Planeten zu werden.

     

* Die riesigen blauen und roten Überriesen sind heiß und hell ist. Diese Sterne sind mindestens zehn Mal größer als die Sonne. Die blauen Riesen sind sehr hell in absoluten Helligkeit -5, -6 und vieles mehr.
Sehr massive, sie schnell zu verbrauchen ihren Wasserstoff und ihre Lebensdauer ist sehr kurz im Bereich von 1 bis 10 Jahren, sehr selten. Wenn Wasserstoff in sein Herz verzehrt wurde, führt dann die blauen Riesen Helium. Seine äußeren Schichten quellen und ihre Oberflächentemperatur sinkt auf einen super roten Riesen geworden. Der Stern erzeugt dann Elemente, die schwerer Eisen, Nickel, Chrom, Kobalt, Titan...
An diesem Punkt, stoppen Sie die Fusionsreaktionen und der Stern instabil wird. Es explodiert in einer Supernova und sterben.
Die Explosion hinterließ einen seltsamen Kern der Sache, daß intakt bleiben wird. Diese Leiche ist nach ihrer Masse, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

 

* Weiße Zwerge sind Sterne Rückstand ab. Dies ist die vorletzte Etappe der Entwicklung von Sternen, deren Masse zwischen 0,3 und 1,4-fache der Sonne.
Die Dichte eines Weißen Zwerges ist sehr hoch: ein Weißer Zwerg von einer Sonnenmasse hat einen Radius von etwa der der Erde.
Die hohe Dichte der Materie, die Quantenphänomene sind allmählich überwiegt und es wird gesagt, daß die Materie in einem Zustand der Degeneration.
Der Durchmesser des Weißen Zwerg nicht mehr abhängig von seiner Temperatur, sondern hängt vor allem von seiner Masse: Je mehr seine Masse zunimmt, ist sein Durchmesser kleiner.
Es gibt jedoch einen Wert über dem ein weißer Zwerg nicht existieren kann, ist es die Chandrasekhar-Grenze. Jenseits dieser Masse wird der Druck durch die Elektronen nicht aus, um die Schwerkraft zu kompensieren und der Stern setzt seine Kontraktion zu einem Neutronenstern geworden.

 

* Neutronensterne sind sehr klein, aber sehr dicht.
Sie konzentrieren sich die Masse eines Sterns wie der Sonne in einem Radius von etwa 10 km.
Dies sind die Überreste eines sehr massereichen Sterns mehr als zehn Sonnenmassen.
Wenn ein massereicher Stern am Ende der Existenz erreicht hat, bricht sie sich selbst, wodurch eine beeindruckende Explosion einer Supernova genannt.
Die Explosion verteilt große Mengen von Materie in Platzersparnis, aber das Herz des Sterns.
Das Herz kontrahiert und wird weitgehend ein Neutronenstern. Diese Objekte, die Magnetare genannt, haben eine sehr starke Magnetfelder.
Entlang der magnetischen Achse ausbreitet geladenen Teilchen, zB Elektronen, die Synchrotron Strahlung zu produzieren.

     

Image : Schwarze Löcher sind massive Objekte, deren Gravitationsfeld ist so intensiv, dass es jede Form von Materie oder Strahlung zu entkommen verhindert. Schwarze Löcher sind von der Allgemeinen Relativitätstheorie beschrieben. Wenn das Herz des toten Stern zu massiv, um einen Neutronenstern geworden ist, schrumpft es unweigerlich zu der astronomischen Objekt, das Schwarze Loch zu bilden. Als aus dem 18. Jahrhundert, die die Theorie die Existenz von Schwarzen Löchern, besagt, dass Objekte so dicht, dass ihre Fluchtgeschwindigkeit die Lichtgeschwindigkeit übersteigt sind - das ist zu sagen, dass gleichmäßiges Licht nicht überwinden kann ihre Schwerkraft Oberfläche und bleibt gefangen. Diese beunruhigende Funktion aus den Begriffen "schwarz" und "obscure", aber die genauere Bezeichnung wäre wohl "unsichtbar", da es in der Tat eine völlige Abwesenheit von Licht.

 

Die Theorie definiert auch genau die Intensität des Gravitationsfeld eines schwarzen Lochs.
Es ist so, dass keine Partikel über den Horizont, Grenze Theorie, nicht entweichen kann. Während die meisten Sterne einfach in eine dieser Kategorien eingeordnet sind, ist es nur eine vorübergehende Phase.
Während seiner Existenz, ändert ein Stern seine Form und Farbe, und kann von einer Kategorie zur anderen zu bewegen.

Image : V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA

 Schwarzes Loch Gas Ring ESA
     

Supernova

    

Ein Riese, der als Supernova explodiert ist, was man in diesem Bild, daß die Daten in unterschiedlichen Wellenlängen durch das Hubble und Chandra Weltraumteleskope erhalten vereint zu sehen.
Diese Supernova als Referenz E0102-72 bekannt ist, ist es etwa 190.000 Lichtjahre entfernt in der Kleinen Magellanschen Wolke. E0102 wurde vom Chandra X-ray Observatory im Jahr 1999 beobachtet.
Eine Analyse dieser Daten zeigt, daß die allgemeine Form des E0102 ist wahrscheinlich nicht eine Kugel, sondern die eines Zylinders von einem seiner Enden gegeben. Die faszinierende Ergebnis impliziert, daß die Explosion eines massereichen Sterns eine Form ähnlich wie in einigen planetarischen Nebeln mit geringer Masse Sterne einherging produziert. Eine starke Quelle von Röntgenstrahlung hat Chandra die Identifikation erlaubt.

 

Image : E0102-72 Supernovae in dieser Chandra-Aufnahme des expandierenden Wolke aus Material, das die Explosion eines riesigen Sterns in einer Supernova gefolgt gesehen.
Kredit: Rayons-X - NASA / CXC / MIT / D.Dewey et al., NASA / CXC / SAO / J.DePasquale;

 supernova E0102-72
     

Wie groß ein Stern?

    

Dank der Stefan-Boltzmann-Gesetz, daß die Astronomen leicht berechnen die Radien der Sterne (siehe Hinweis unten Nachteile) kann. Im Jahre 1879 entdeckte der österreichische Physiker Josef Stefan, der in der Strahlung von heißen Körpern interessiert ist, daß die gesamte Energie, die von einem Objekt abgestrahlt wird proportional zur 4. Potenz seiner absoluten Temperatur ist. Der größte Star Entdeckungen sind sagitarii Kilowatt, V354 Cephei und KY Cygni, sind etwa 1500 mal größer als unsere Sonne. Unsere Sonne hat einen Durchmesser von 1,392 Mio. km. Beteigeuze ist ein roter Überriese, einer der größten bekannten Sterne. Sein Radius bei etwa 900-mal wird geschätzt, daß von der Sonne, wenn Beteigeuze standen im Mittelpunkt unseres Sonnensystems es zwischen der Umlaufbahn des Mars und erweitern Jupiter. Super roten Riesen Antares die uns am nächsten hat einen Durchmesser von etwa 700-fache der Sonne, fast eine Milliarde Meilen. Aldebaran ist ein roter Riese Größenordnung 0,86 und Spektraltyp K5 III, das ist es orange, große Hilfe, und sie verließ die Hauptreihe nach der Verwendung von all seinen Wasserstoff. Es brennt meist Helium und erreicht einen Durchmesser 45-mal die der Sonne

 

Rigel ist ein blauer Überriesen, 55.000 mal heller als die Sonne. Mit einem Durchmesser von etwa 116 Millionen km, ca. 35-fache der Sonne, Rigel, um die Umlaufbahn der Venus in unserem Sonnensystem zu erweitern wäre.
Arcturus ist 20 mal größer als die Sonne, ist seine Stärke -0,04 und ihre Entfernung von der Sonne ist ≈ 37 Lichtjahre.
Pollux ist etwa 8 mal größer als die Sonne, ist seine Größe 1,09 und ihre Entfernung von der Sonne beträgt ≈ 33,7 Jahre Licht.

Image : Größenvergleich einiger super Riesensterne als Antares, Beteigeuze, Rigel, Aldebaran und einige weiße Zwerge als Arcturus, Pollux, Sirius und die Sonne.
© astronoo.com

nota : Dank der Stefan-Boltzmann-Gesetz, können die Astronomen berechnen die Radien der Sterne. Die Helligkeit eines Sterns steht geschrieben: L = 4πσR2T4 L ist die Helligkeit, ist σ die Stefan-Boltzmann-Konstante, R den Radius des Sterns und T die Temperatur.

 Größe der Riesensterne in der Sonne
     

Flecken Alpha Orionis oder Beteigeuze

    

Beteigeuze (α Orionis) ist ein super cool roten Riesen, einer der größten bekannten Sterne, 640 Lichtjahre entfernt im Sternbild Orion. Sein Radius ist bei etwa 900-fache der Sonne, wenn Beteigeuze standen im Mittelpunkt unseres Sonnensystems es zwischen der Umlaufbahn des Mars und Jupiter erstrecken würde geschätzt. Beteigeuze ist 600 al des Sonnensystems und trotz seiner enormen Größe, scheint es in unserem Himmel als ein einziger Lichtpunkt, selbst in den stärksten Fernrohren. Aber mit einer Technik namens Interferometrie Beobachtung (virtuelle Rekonstruktion eines riesigen Teleskop aus mehreren großen Teleskopen vernetzt) im infraroten Wellenlängenbereich haben Astronomen vom Observatoire de Paris gelungen, die Oberfläche zu lösen von Beteigeuze und produzieren das Bild des roten Überriesen. Dieses erstaunliche Bild zeigt das Vorhandensein von zwei großen hellen Flecken wie zwei riesige Blasen steigen aus dem konvektiven Tiefen des Überriesen. Im Gegensatz zu Patches, die auf der Sonne beobachtet werden können, sind sie großartig, weil sie wärmer als der Rest der Oberfläche, sondern kälter als die Oberfläche unserer Sonne.

 

Auch als Alpha Orionis genannt, ist Beteigeuze etwa 600 Lichtjahre von uns entfernt.

Image : Beteigeuze ist ein Stern am Ende des Lebens, die eine absolute Größe ist -5,3 bis -5,0. Seine Temperatur beträgt 3600 K. Es bildet eine Ecke des Dreiecks Winter mit Sirius (α Canis Majoris) im Sternbild Canis Major und Procyon (α Canis Minor) im Sternbild Canis Minor. Beteigeuze verurteilt ist, um als Supernova explodieren, wird es gut sichtbar von der Erde entfernt.
Kredit: Xavier Oboe (Observatoire de Paris) et al.

nota : mas = tausendstel Sekunde Winkel.
 Beteigeuze, oder Alpha Orionis
 
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