Universe Sandbox: Sternenführer 2022

Astronomen klassifizieren Sterne in einem Spektrum, und diese Klassifizierung wird als Spektren des Sterns bezeichnet. Sie haben vielleicht schon von der OBAFGKM gehört oder auch nicht. Diese sieben Buchstaben werden verwendet, um Sterne basierend auf ihrer Temperatur zu klassifizieren, aufgelistet von den heißesten bis zu den kühlsten. Man erinnert sich an sie mit dem Satz „Oh Be A Fine Guy/Girl Kiss Me“.

Wie auch immer, lasst uns einen Blick auf diese Sterne werfen, sollen wir?

Hauptreihensterne befinden sich im Gleichgewicht. Sie verbrennen fröhlich Wasserstoff als Brennstoff in der Kernfusion und wandeln ihn in Helium um. Dies sind die häufigsten Sterne und werden in ihrer Klassifizierung durch die römische Ziffer V dargestellt. Die Sonne ist ein Hauptreihenstern.

Hauptreihensterne vom Typ O sind die massereichsten Sterne (abgesehen von Wolf-Rayet-Sternen) und blau. Ihre Temperatur beträgt mindestens 30,000 K und hat im Allgemeinen eine 16- bis 100-fache Masse der Sonne (ich kann nicht scheinen, dass ein zufällig generierter Stern im Spiel so massiv ist). Sie sind kurzlebig und extrem selten und machen etwa 0.00003 % aller Hauptreihensterne aus!

O-Typ-Sterne werden viel von ihrer Masse verlieren, wenn sie altern (nicht im Spiel dargestellt), und sie werden nur wenige Millionen Jahre in der Hauptreihe verbringen, da sie ihren Treibstoff schnell aufbrauchen. Sie werden wahrscheinlich keine Planeten haben, da sie ihr Planetenscheibenmaterial von sich wegblasen werden.

Hauptreihensterne vom Typ B sind die häufigeren blauen Sterne. Ihre Färbung ähnelt der des O-Typs, jedoch mit einem leichten Weißstich. Ihre Temperatur reicht von 10,000 bis 30,000 K und ihre Massen liegen im Allgemeinen zwischen dem 2.1- und 16-fachen der Sonne.

Sterne vom B-Typ haben eine kurze Lebensdauer, sind aber immer noch länger als die vom O-Typ. Erwarten Sie, dass sie die Hauptreihe irgendwann zwischen 10 und 250 Millionen Jahren nach ihrer Geburt verlassen. Sie machen etwa 0.13 % aller Hauptreihensterne aus.

Hauptreihensterne vom Typ A sind weiße Sterne mit einem bläulichen Farbton. Ihre Temperatur reicht von 7,500 bis 10,000 K mit Massen im Bereich von 1.4 bis 2.1 Sonnenmasse. Sie machen etwa 0.6 % aller Hauptreihensterne aus und sind kurzlebig.

Sterne vom F-Typ sind weiße Hauptreihensterne. Sie haben eine weiße Farbe mit Temperaturen zwischen 6,000 und 7,500 K. Ihre Masse reicht vom 1.04- bis 1.4-fachen der Sonnenmasse.

Weiße Hauptreihensterne verbleiben mindestens eine Milliarde Jahre in der Hauptreihe und machen etwa 3 % der Hauptreihensterne aus. Wenn Ihr System über einen bewohnbaren, Leben tragenden Planeten mit einem Stern mit höherer Masse verfügt, zielen Sie auf die untere Seite des Massenbereichs, da dies ausreichend Zeit für die Entwicklung komplexer Lebensformen lässt.

Sterne vom Typ G werden „gelbe Zwerge“ genannt, obwohl sie eigentlich eine weiße Farbe mit einem leichten Gelbstich aufweisen. Ihre Temperaturen reichen von 5,200 bis 6,000 K und ihre Masse reicht im Allgemeinen vom 0.8- bis 1.4-fachen der Sonnenmasse.

Diese Sterne machen etwa 7.6 % der Hauptreihensterne aus und werden etwa 10 Milliarden Jahre bestehen. Die Sonne ist ein Stern vom Typ G.

Sterne vom K-Typ, auch „orangefarbene Zwerge“ genannt, haben eine gelb-orange Farbe und Temperaturen zwischen 3,700 und 5,200 K. Ihre Masse liegt im Allgemeinen zwischen dem 0.45- und 0.8-Fachen der Sonne und macht etwa 12.1 % aller Hauptmasse aus -Reihenfolge Sterne.

Diese Sterne werden eine Weile bestehen, mindestens 14 Milliarden Jahre.

M-Typ-Sterne, auch als „Rote Zwerge“ bekannt, sind die masseärmsten Sterne, die zwischen dem 0.08- und 0.45-fachen der Sonne liegen, und ihre Temperaturen liegen zwischen 2,400 K und 3,700 K. Dies sind die häufigsten Hauptreihen Sterne, da sie 76% von ihnen ausmachen. Trotzdem sind sie so schwach, dass sie auf der Erde nicht mit bloßem Auge sichtbar sind.

Planeten, die diese Sterne umkreisen, werden wahrscheinlich gezeitengesperrt sein, was bedeutet, dass eine Seite mit endlosem Tageslicht und die andere mit endloser Dunkelheit konfrontiert sein wird.

Außerdem sind viele Rote Zwerge UV-Ceti oder „Flare Stars“, was bedeutet, dass sie oft Sonneneruptionen von ihrer Oberfläche ausstoßen. Dies wird sich als Herausforderung für alle Lebensformen auf nahegelegenen Planeten erweisen.

Post-Main-Sequence-Sterne haben die Hauptreihe verlassen und haben keinen Wasserstoff mehr in ihren Kernen. Sie schwellen auf ein Vielfaches ihrer ursprünglichen Größe an und ihre Helligkeit nimmt stark zu. Ihre Temperatur wird jedoch sinken. Sie werden immer noch nach dem OBAFGKM-System klassifiziert, aber stattdessen durch die römischen Ziffern IV (Unterriesen), III (Riesen), II (helle Riesen), Ib (schwache Überriesen), Iab (Überriesen mit mäßiger Leuchtkraft) Ia ( helle Überriesen) oder 0 (Überriesen, auch mit Ia+ dargestellt).

Unterriesen beginnen gerade, die Hauptreihenphase ihres Lebenszyklus zu beenden, und ihre Temperatur variiert von Stern zu Stern, abhängig von ihrer Masse und ihrem Alter. Bei Hauptreihensternen gleicher Temperatur sind sie größer und heller.

Riesen sind Sterne, die von der Stufe der Unterriesen fortgeschritten sind. Sie werden viel größer sein als die Hauptreihensterne und heller als die Nebenriesen.

Wenn sie eine ähnliche Masse wie die Sonne haben, kehren sie schließlich mit einer reduzierten Masse in die Unterriesenphase zurück, bevor sie im asymptomatischen Riesenast (AGB) wieder in die Riesenphase zurückkehren. Sie werden dann pulsieren und jedes Mal an Masse verlieren, bis nur noch der Kern übrig ist, der von diesem Punkt an als Weißer Zwerg bezeichnet wird (dazu später mehr).

Wenn sie jedoch massereicher als die Sonne sind, werden sie weiter vordringen …

Diese ähneln Riesen, sind aber heller und größer.

Überriesen haben sich aus massiven Riesensternen entwickelt, und diese werden riesig sein. Diese Sterne werden ihr Leben in einer Typ-II-Supernova beenden, aber der massereichste aller Sterne kann noch weiter vordringen …

Hyperriesen sind RIESIG. Ihr Radius kann bis zu 6 AE betragen! Sie sind auch SEHR selten und stehen kurz vor einer Supernova wie die Supergiants, nach der sie entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch werden.

Nach der Post-Main-Sequence-Phase hinterlassen Sterne normalerweise einen stellaren Überrest, die alle klein sind, aber für diese Größe eine hohe Masse haben.

Weiße Zwerge sind das Ergebnis eines sonnenähnlichen Sterns nach seinem Tod. Sie werden eine beträchtliche Menge an Masse verloren haben und mit zunehmendem Alter allmählich abkühlen, obwohl dies eine ganze Weile dauern wird. Irgendwann (und hypothetisch) werden sie auf den absoluten Nullpunkt (0 K oder -273 Grad Celsius) abkühlen, an welchem ​​Punkt sie als „Schwarze Zwerge“ bezeichnet werden.

Weiße Zwerge haben einen Radius, der dem der Erde ähnlich ist, aber ihre Masse wird eher mit der der Sonne vergleichbar sein. Noch seltsamer ist, dass ihr Radius abnimmt, wenn die Masse zunimmt.

Wenn Weiße Zwerge etwa das 1.4-fache der Sonnenmasse überschreiten, explodieren sie in einer Typ-Ia-Supernova.

Neutronensterne sind das Ergebnis von Typ-II-Supernovae, die auftreten, wenn die Masse des Riesensterns das 8-fache der Sonnenmasse übersteigt. Diese sind mit etwa mehreren Kilometern noch kleiner als Weiße Zwerge, aber ihre Masse wird viel eher mit der der Sonne vergleichbar sein!

Wenn ein Neutronenstern ein Magnetfeld hat und sich schnell dreht, ist er ein Pulsar.

Schwarze Löcher werden nach ihrer Größe klassifiziert, aber wir werden uns auf die Schwarzen Löcher mit stellarer Masse konzentrieren. Sie entstehen, wenn ein Stern stirbt, dessen Masse mindestens das 15-fache der Sonnenmasse beträgt (obwohl diese im Spiel geringer zu sein scheint). Schwarze Löcher werden nicht nach dem Radius gemessen, sondern nach dem Schwartzchild-Radius. Dies repräsentiert den „schwarzen“ Teil des Schwarzen Lochs. Das heißt, Licht, das dies durchquert, kann nicht entkommen.