Wie findet man heraus, wie alt ein Stern ist? Klingt nach einer simplen Frage. Immerhin ist das Alter eine der fundamentalen Eigenschaften eines Sterns; gemeinsam mit der Masse und seiner Entfernung gehört das Alter zu den Eigenschaften die wir kennen müssen, wenn wir irgendwas vernünftiges über den Stern herausfinden wollen. Aber Sterne sind hinterhältig! Sie sind enorm weit entfernt und von der Erde aus kriegen wir von ihnen nichts außer ein paar Photonen. Man hielt es daher auch lange Zeit für völlig illusorisch, irgendwas genaueres als ihre Position und ihre Helligkeit über sie erfahren zu können. Aber Astronominnen und Astronomen sind hartnäckig! Sie ließen sich nicht unterkriegen und haben Wege gefunden, das herauszufinden, was sie wissen wollten. Und die Frage nach der Altersbestimmung von Sternen eignet sich daher gut die teilweise enorm kreativen und komplexen Methoden zu illustrieren, die in der modernen Astronomie benutzt werden.
Aus der direkten Beobachtung der Sterne erfahren wir vorerst nur zwei Informationen: Wir können herausfinden, wo am Himmel sie sich befinden und wie hell sie erscheinen. Bei genauerer Analyse können wir mittlerweile auch bestimmen wie schnell sie sich bewegen, welche Farbe sie haben und wenn wir dann auch noch die Spektroskopie einsetzen um die Zusammensetzung des Lichts zu untersuchen, kriegen wir auch noch ein paar Informationen über die chemischen Bestandteile des Sterns. Aber das Alter? Ist eine ganz andere Angelegenheit…
Wir wissen heute, dass die Lebensdauer eines Sterns von seiner Masse abhängt. Je massereicher ein Stern ist, desto heißer ist es in seinem Inneren und desto schneller kann die Kernfusion dort ablaufen. Und umso schneller verbraucht der Stern dann auch das zur Verfügung stehende Brennmaterial. Wir wissen also, dass ein massereicher Stern nicht so lang leben kann, wie ein masseärmerer. Damit wissen wir aber immer noch nichts über das konkrete Alter.
Die Sache wird – vielleicht für manche überraschend – einfacher, wenn wir nicht einen einzigen Stern betrachten sondern viele auf einmal. Es geht dabei um Sternhaufen, also große Gruppen von Sternen die alle zum gleichen Zeitpunkt entstanden sind. Und das ist wichtig! Wir gehen davon aus, dass alle Sterne eines Haufens ihr Leben zum gleichen Zeitpunkt begonnen haben. Wann sie es beenden hängt nun also nur von der Masse ab. Je massereicher sie sind, desto früher geht es mit ihnen zu Ende. Die Verteilung der individuellen Massen eines Sternhaufens ist im allgemeinen komplett zufällig. Man wird also dort Sterne mit unterschiedlichen Massen finden und wenn wir einen beliebigen Sternhaufen betrachten, werden einige seiner Mitglieder ihr Leben schon beendet haben während andere noch hell leuchten.
Hier kommt nun eines der wichtigsten Instrumente in der Astronomie ins Spiel: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), das ich hier schon ausführlicher erklärt habe. In diesem Diagramm werden die Sterne anhand ihrer Temperatur und ihrer Helligkeit eingetragen. Die Temperatur entspricht der Masse; je massereicher, desto heißer ist ein Stern. Die Helligkeit hängt ebenfalls von der Temperatur ab: Je massereicher/heißer ein Stern ist, desto heller leuchtet er auch. Aber – und das ist wichtig! – nur, wenn er sich in der „normalen“ Phase seines Lebens befindet. Also in der Phase, in der man von einem „normalen“ Stern sprechen kann. In der Astronomie nennt man das die „Hauptreihen“-Phase, weil sich die entsprechenden Sterne im HRD entlang einer Linie anordnen. Erst wenn die Sterne ihr Leben beenden, also zum Beispiel zu einem Roten Riesen werden, gilt der lineare Zusammenhang zwischen Temperatur und Helligkeit nicht mehr und die Sterne verlassen die Hauptreihe.
Betrachtet man eine beliebige Gruppe von Sternen, zum Beispiel alle Sterne einer Galaxie, dann wird man auch überall im Diagramm Sterne finden. Sterne, die noch nicht auf der Hauptreihe angekommen sind. Sterne auf der gesamten Hauptreihe. Und Sterne, die die Hauptreihe schon wieder verlassen haben. Das hilft uns bei der Altersbestimmung nicht weiter. Aber wenn wir die Sterne eines Sternhaufens betrachten, sieht die Sache anders aus.
Da alle Sterne zum gleichen Zeitpunkt entstanden sind, hängt ihre Position im HRD nur von der Masse ab. Die massereichen Sterne verlassen die Hauptreihe vor den masseärmeren und wie viele von ihnen das schon getan haben, wird durch das Alter des Sternhaufens bestimmt. Ist der Haufen alt, hatten schon viele Sterne die Gelegenheit, ihr Leben zu beenden. Ist er noch jung, dann werden sich die meisten Sterne noch auf der Hauptreihe befinden. Betrachtet man also das HRD eines einzelnen Sternhaufens, dann muss man nur noch nachsehen, wo genau die Hauptreihe endet. Und kann daraus berechnen, wie alt der Haufen ist. Dieses Alter entspricht dann auch dem Alter aller Sterne im Haufen, denn sie wurden ja alle zur gleichen Zeit geboren.
Nun sind aber leider nicht alle Sterne Teil eines Sternhaufens. Und beim Rest ist es leider nicht so einfach, das Alter zu bestimmen. Es zwar jede Menge unterschiedliche Methoden, die man verwenden kann, die aber meistens schwer anwendbar oder aber nicht so genau sind. Man kann zum Beispiel aus der Rotationsgeschwindigkeit seines Sterns auf das Alter schließen, wie ich hier erklärt habe. Wenn es sich um Stern mit besonderen Eigenschaften (zum Beispiel Sterne die ihre Helligkeit periodisch verändern) handelt, kann man das oft ebenfalls nutzen, um das Alter herauszufinden. Und natürlich gibt es Computersimulationen: Wir können am Computer simulieren, wie sich ein Stern im Laufe seines Lebens verhalten sollte und wie er im Laufe der Zeit seine Helligkeit verändert (was er ja tut, wie ich hier erklärt habe). Diese Simulationen kann man mit tatsächlichen Beobachtungen vergleichen und das Alter abschätzen.
Kurz gesagt: Das Alter eines Sterns zu bestimmen, ist nicht einfach. Es ist möglich, aber nur über Umwege und nicht in allen Fällen. Die Astronomen aber werden sich sicherlich weiterhin anstrengen, neue Methoden zu entwickeln. Egal wie hinterhältig die Sterne sind: Die Astronomen haben bis jetzt immer noch gewonnen 😉
Mehr Antworten findet ihr auf der Übersichtsseite zu den Fragen, wo ihr selbst auch Fragen stellen könnt.
Das Alter ist ja gleichbedeutend mit dem Zeitpunkt der Geburt. Kann man die Geburt eines Sterns so eindeutig festlegen? Das Einsammeln von Wasserstoff dauert ja Millionen Jahre. Irgendwann setzt dann die Kernfusion ein. Ist das ein eindeutiger Zeitpunkt (schaltet sich der Stern irgendwann ein?) oder wird er über einen langen Zeitraum immer heller?
@schlappohr: „Das Alter ist ja gleichbedeutend mit dem Zeitpunkt der Geburt. Kann man die Geburt eines Sterns so eindeutig festlegen? „
Wenn du fragst ob man sagen kann: „Der Stern wurde am 4. Juli 4.789.473 vChr geboren“ – dann natürlich nicht! Aber auf ein paar Millionen Jahre mehr oder weniger kommts bei der typischen Lebensdauer eines Sterns auch nicht an…
@schlappohr
Die Altersbestimmung bei Sternen, die Milliarden und nicht gerade nur wenige Millionen Jahre alt werden wie die hellsten Blauen Riesen, ist nicht so genau als dass es da auf ein paar zehn Millionen Jahre ankäme. Im Prinzip startet die Uhr aber mit der Kernfusion. Von da an verändert sich die Zusammensetzung des Sterns.
@alle
Man kann das Alter von Einzelsternen z.B. auch an ihrem Lithiumgehalt ermitteln (zumindest bei den tief konvektiven, bei denen Material aus der Fusion an die Oberfläche kommt), denn Lithium aus dem Urknall wird bei den Kernreaktionen im Stern abgebaut.
Ludmila Carone hat drei schöne Artikel zum Thema Altersbestimmung von Sternen geschrieben, die man dort findet:
https://scienceblogs.de/planeten/2015/02/
„Es geht dabei um Sternhaufen, also große Gruppen von Sternen die alle zum gleichen Zeitpunkt entstanden sind. Und das ist wichtig! Wir gehen davon aus, dass alle Sterne eines Haufens ihr Leben zum gleichen Zeitpunkt begonnen haben.“
Das scheint ja ein zentraler Punkt zu sein. Deshalb die Laienfrage: Woraus ergibt sich zwingend, dass sich alle Sterne eines Sternhaufens zum (etwa) gleichen Zeitpunkt bilden müssen? Gibt es dafür eine (hoffentlich mir verständliche) Erklärung?
Danke
@IO: „Woraus ergibt sich zwingend, dass sich alle Sterne eines Sternhaufens zum (etwa) gleichen Zeitpunkt bilden müssen?“
Sterne entstehen nicht alleine; die Gaswolken aus denen sie entstehen haben Material für viele Sterne. Und so ein Haufen ist das, was nach einer Sternentstehungsphase übrig bleibt. Wenn ein Stern entsteht, triggert er im umgebenden Gas weitere Sternentstehung, bis alles weg und Sternhaufen da ist.
Danke.
Vielleicht kann man das nicht allgemein sagen, aber von welcher Größenordnung spricht man, wenn man betrachtet wie lange es dauert, bis so eine Sternbildungsphase in etwa etwa abgeschlossen ist, nachdem die Sternbildung durch den ersten Stern getriggert wurde (also von diesem ersten Stern bis zu dem Zeitpunkt, dass alle Sterne des Haufens gebildet sind). Spricht man da von ein paar Mio. Jahren oder geht es dann schneller?
@Alderamin, Florian
„Aber auf ein paar Millionen Jahre mehr oder weniger kommts bei der typischen Lebensdauer eines Sterns auch nicht an…“
Ok, das ist klar, es geht hier um die ungefähre Entstehungszeit. Trotzdem würde mich einmal interessieren, ob die Kernfusion schlagartig oder allmählich einsetzt. Ich vermute mal letzteres, denn soweit ich weiß, verbleiben z.B. Braune Zwerge in einem Zustand, in dem es in ihrem Kern ein wenig „brutzelt“, aber die „richtige“ Fusion aufgrund fehlender Masse nicht zustande kommt. Daher nehme ich an, dass auch Sterne eine Weile (ein paar Millionen Jahre?) brauchen, bis die Fusion mit der maximalen Temperatur abläuft, währenddessen ihre Masse weiterhin wächst.
Ich hab den Abschnitt mit der Sternentstehung mal schnell aus dem Manuskript meines Buchs (es war „Die Neuentdeckung des Himmels“) kopiert (und bitte, Formatierungsfehler etc zu ignorieren; Copy/Paste aus nem pdf ist immer doof):
Die Geburt eines Sterns kann man auf zwei verschiedene Arten erzählen. Die erste Version lautet: Ein Stern entsteht, wenn eine große Wolke aus Gas in sich zusammenfällt und dabei heiß genug wird, um in ihrem Inneren die Fusion von Atomen zu ermöglichen. Diese Geschichte hat den Vorteil, dass sie kurz ist und nicht allzu sehr falsch. Die zweite Version ist wesentlich länger, aber auch viel interessanter. Denn ist nicht ganz so einfach, bis ein Stern geboren wird. Und es lohnt sich, die komplette Geschichte zu hören.
Ein Stern entsteht aus einer großen Wolke interstellaren Gases. Solche Sternentstehungsregionen voller Gas findet man überall in den Galaxien. Sie bestehen fast komplett aus Wasserstoff und Helium, den beiden einfachsten Elementen und den beiden einzigen Elementen, die direkt beim Urknall selbst entstanden sind1.
Diese Wolken darf man nicht mit den Wolken verwechseln, die an unserem Himmel stehen. Die bestehen aus Wassertropfen und Eis und sind verglichen mit den kosmischen Wolken enorm dicht und fest. Die Bedingungen in einer interstellaren Gaswolke entsprechen dem, was wir in einem Labor auf der Erde als „Vakuum“ bezeichnen würden. Es sind in ihr zwar enorm viele Gasmoleküle enthalten, aber sie sind über einen gewaltigen Bereich verteilt. Wir können sie nur deswegen in unseren Teleskopen sehen, weil wir aus ausreichend großer Entfernung auf sie blicken. Würden wir mit einem Raumschiff mitten darin schweben, würden wir nichts von der Wolke bemerken.
Normalerweise bleibt die Gaswolke eine Gaswolke. Zumindest so lange, bis sie irgendwie gestört wird. So eine Störung kann zum Beispiel durch einen Stern ausgelöst werden, der in der Nähe der Wolke vorüber zieht. Oder durch die Kollision zweier Galaxien, bei der nicht nur die Sterne sondern auch die in den Galaxien enthaltenen Staub- und Gaswolken durcheinander gewirbelt werden2. Wenn das Gleichgewicht in einer Wolke gestört wird, dann entstehen Regionen, in denen sich mehr Moleküle befinden als anderswo. Diese klumpigen und dichteren Bereiche üben auf den Rest des Gases eine größere gravitative Anziehungskraft aus. Sie ziehen Material aus der Umgebung an und werden noch klumpiger und dichter. Dieser Prozess setzt sich immer weiter fort und die Gaswolke kollabiert. Das Material fällt auf das Zentrum des „Klumpens“ und heizt sich dabei auf. Die Bewegungsenergie wird in thermische Energie umgewandelt (Ungefähr so wie bei einem Auto, das gegen eine Mauer fährt: Auch hier wird die Energie der Bewegung schnell und katastrophal umgewandelt). Der Klumpen gibt die Wärmestrahlung wieder ins All ab und bleibt daher vorerst kühl. Je mehr vom Gas sich aber zusammenklumpt, desto dichter wird der zentrale Bereich. Irgendwann wird er so dicht, dass die Wärmestrahlung Mühe hat, ins All hinaus zu kommen. Die Lichtteilchen, die sogenannten „Photonen“, stoßen bei ihrem Weg nach außen gegen die Gasmoleküle und halten so den Kollaps auf. Es entsteht ein Gleichgewicht, aber noch kein Stern. Das, was hier nach ungefähr 10.000 Jahren entstanden ist, nennt man einen prästellaren Kern.
Es handelt sich im wesentlichen immer noch um eine Wolke aus Gas, nur viel dichter und wärmer als vorher. Sie ist immer noch ziemlich groß und würde in unserem Sonnensystem den ganzen Raum von der Sonne bis zur Bahn des Jupiters ausfüllen. Nun fällt von außen immer noch Material auf den prästellaren Kern und innen drin wird es wärmer. Je wärmer es wird, desto stärker drückt die Wärmestrahlung aber auch nach außen und der Kollaps wird weiter aufgehalten. Der Kern wird also zwar immer wärmer und dichter, verändert sich sonst aber nicht.
Irgendwann ist die Temperatur aber so hoch, dass sie ausreicht um die Gasmoleküle in ihre einzelnen Atome aufzuspalten. Das hat noch nichts mit Kernspaltung oder Kernfusion zu tun, sondern ist ein einfacher chemischer Prozess. Wasserstoff und Helium kommen in den Wolken meistens nicht als einzelne Atome vor, sondern als Moleküle, also als Verbund mehrerer zusammenhängender Atome. Je heißer es ist, desto schneller bewegen sich die Moleküle und wenn es heiß genug ist, dann können diese Bindungen nicht mehr halten und die Moleküle brechen auseinander. Die Energie, die dafür verwendet wird, steht aber nicht mehr zur Verfügung, um den Kollaps aufzuhalten. Es strahlt zu wenig Wärme nach außen und die Masse der Wolke drückt stärker auf den Kern. Es erfolgt ein zweiter Kollaps und die Wolke wird kleiner.
Dadurch wird sie wieder heißer und irgendwann stellt sich ein neues Gleichgewicht ein. Am Ende dieses Prozess ist ein Protostern entstanden. Der ist nun schon deutlich kleiner und wärmer als der prästellare Kern. Er ist aber immer noch kein richtiger Stern. Im Kern eines Protosterns herrschen Temperaturen von 1000 bis 2000 Grad. Die Energie des Protosterns stammt aber immer noch von der Bewegung des weiterhin auf ihn einfallenden Materials. Es stürzt aber nicht einfach in gerader Linie auf den Stern, sondern rotiert um ihn herum bevor es spiralförmig auf ihn fällt. So bildet sich im Laufe der Zeit eine eine Scheibe aus Gas und Staub um den Stern herum. Das ist noch nicht die protoplanetare Scheibe aus dem vorherigen Kapitel, aber ein Vorläufer. In der Scheibe befindet sich immer noch enorm viel Staub und Gas und das meiste davon fällt auf den Protostern. Er wächst, wird immer heißer und heißer und irgendwann wird es in seinem Kern so heiß, dass die Wasserstoffatome miteinander fusionieren.
Das ist nun eine echte Kernreaktion und keine chemischer Prozess mehr. Durch die steigenden Temperaturen bewegen sich die Atome im Kern immer schneller und schneller und die Kollisionen zwischen ihnen werden immer heftiger. Bei Temperaturen von mehr als 10 Millionen Grad prallen sie nach der Kollision nicht mehr voneinander ab, sondern verschmelzen zu einem neuen Atom. Aus Wasserstoff ist Helium entstanden3. Bei dieser Verwandlung des einen Atoms in ein anderes wird Energie frei; viel mehr Energie als dem Stern bisher zur Verfügung stand. Die ganze neue Strahlung dringt nach außen und dieser erhöhte Strahlungsdruck hält den Kollaps des Protosterns endgültig auf. Jetzt ist ein Stern entstanden! Durch die Kernfusion wird in seinem Inneren Energie erzeugt, die als Strahlung nach außen dringt. Der Stern leuchtet hell und diese Strahlung pustet einen Teil der ihn noch umgebenden Scheibe und Wolke davon. Es bleibt die protoplanetare Scheibe aus Gasmolekülen und kleinen Staubkörnern, aus der vielleicht Planeten entstehen können.
Die ganze Phase der Sternentstehung dauert – je nach der Größe des entstanden Sterns – ein paar Millionen Jahre. Das ist ein sehr kurzer Zeitraum, wenn man ihn mit dem Rest eines Sternenlebens vergleicht. Den längsten Teil verbringt ein Stern nach der Geburt als „Hauptreihenstern“4. Hier passiert nicht viel. Der Stern fusioniert Wasserstoff zu Helium und die dabei nach außen dringende Strahlung wirkt der nach innen drückenden Gravitationskraft entgegen. Der Stern möchte gerne unter seinem eigenen Gewicht kollabieren, was aber die Strahlung aus seinem Inneren verhindert, die nach außen gelangen will und dabei ständig gegen die Atome des Sterns drückt. Strahlungsdruck und Gravitationskraft halten sich die Waage und der Stern bleibt stabil. Daran ändert sich erst wieder etwas, wenn dem Stern der Brennstoff ausgeht.
Genau wie die Geschichte der Geburt eines Sterns ist auch die Geschichte seines Tods erstaunlich komplex.
@FF
„Wasserstoff und Helium kommen in den Wolken meistens nicht als einzelne Atome vor, sondern als Moleküle, also als Verbund mehrerer zusammenhängender Atome.“
Demnach kann das Edelgas Helium dann doch Moleküle bilden? Gilt das nur unter den Bedingungen in der Gaswolke?
Man lernt nicht aus.
Ok, betrachten wir jetzt aber einmal den Punkt, wo die Kernfusion einsetzt. Damit das passiert, muss ja schon eine Temperatur von 10MioK herrschen. Ich stelle mir vor, wenn dann die Fusion einsetzt, steigt die Temperatur noch einmal kräftig an, da jetzt Materie in Energie umgewandelt wird.
Was würde man sehen, wenn man den Stern jetzt von außen beobachtet? Steigt die Leuchtkraft jetzt sprunghaft an, wie bei einer Nova, d.h. innerhalb einer Minute, oder dauert das auch viele Jahre? Ist das Einsetzen der Fusion eine Kettenreaktion, die innerhalb kürzester Zeit den ganzen Kern erfasst, oder auch ein langsamer Prozess?
@schlappohr
Die Fusion setzt nicht plötzlich ein, sondern allmählich. Es ist ja nicht so, dass im Zentrum des sämtliche Atomkerne bei jedem Zusammentreffen fusionieren, sondern das ist selbst in der Sonne ein für ein einzelnes Kernteilchen höchst unwahrscheinliches Ereignis. Mit der Dichte und damit Temperatur steigt die Wahrscheinlichkeit aber an.
Zuerst wird es also zu sehr vereinzelten Fusionen kommen, die kaum Wärme erzeugen. Währenddessen fällt weiter Gas auf den Stern, in der Wolke ist sehr viel Rohmaterial drin, das will nach unten (und dank innerer Reibung gelingt ihm das auch). Damit steigt die Dichte und Temperatur im Stern, und die Fusionsrate nimmt langsam zu. Damit auch seine Temperatur, und somit entsteht allmählich ein Strahlungsdruck, der das einfallende Material abbremst. Die Wärme bahnt sich ihren Weg nach draußen und erzeugt konvektive Strömungen, die Magnetfelder hervorbringen. Wenn die dann an der Oberfläche ionisierte Teilchen erreichen, kommt es zu einer Aktivität wie bei der Sonne, mit Protuberanzen, koronalen Massenauswürfen und Sternenwind. Dazu auch stark ionisierende UV-Strahlung bei heißen Sternen, die die Moleküle aufbricht. Dieser nach außen gerichtete Druck bremst dann weiteren Einfall von Material und bläst bald das umgebende Gas weg (wie lange das dauert, hängt davon ab, wieviel Gas von außen einfällt, und wie schnell die Fusion im Stern hochgefahren wird – wenn das Gas schnell auf den Stern fällt, kann er sein Wachstum erst begrenzen, wenn er schon sehr massiv geworden ist).
Das ganze sähe aber nicht wie eine Nova aus – der Stern ist im Gegenteil in dieser Phase noch in einer dichten Wolke (einer sogen. Bok-Globule) eingehüllt, aus der man nur Infrarotstrahlung von außen herauskommen „sieht“. Außerdem zündet die Fusion ja, wie gesagt, nicht abrupt, sondern wird langsam hochgefahren. Während noch Material aus der Wolke einfällt, ensteht oft ein Jet (rotierendes ionisiertes Gas erzeugt ihn durch ihre Magnetfelder), der die Wolke durchstößt und den man dann sehen kann („Herbig-Haro-Objekt“). Die Phase, in der dies geschieht, nennt sich „T-Tauri-Phase“ (nach dem Stern T im Sternbild Taurus, der Stier). Wenn sich der Stern dann endlich aus seinem Gaskokon befreit hat, ist er schon auf der Hauptreihe.
Schau hier mal nach, da ist alles beschrieben.
Danke für Eure ausführlichen Erklärungen. Das ist also auch ein sehr langsamer Prozess. Ich hätte jetzt eher eine Art Kettenreaktion erwartet, die den Stern von jetzt auf gleich durchzündet. Schade eigentlich, das wäre sicher ein tolles Erlebnis, dabei zuzuschauen.
Wie wichtig ist eigentlich die Metallizität der Sterne in der Altersbestimmung? Ungefähr könnte man evtl. Dann sagen, dass die jüngeren Sterne mehr Metalle enthalten, da sie bei ihrer Entstehung Reste von supernovas älterer Sterne wiedervewenden? Oder wäre das zu ungenau, bzw. Stimmt das überhaupt?
@Nicole
Die gleiche Frage habe ich letztes Jahr Ludmila gestellt und hier ist die Antwort.
@ alderamin:
Ok, danke, das hast du eh vorher schon mal geschrieben, mit dem lithium, habe ich überlesen. 😉
Eine Gaswolke hat eine gewiesse Enropie. Ein davon
entstandener Stern eine kleinere Entropie(hoeheres
Energienivau). Ist denn das moeglich in der Natur?
Wo sind die Entripiegesaetze die ueberall gelten?
gk
@Georg Koulis
Nein, im Gegenteil: Unter Gravitationswirkung nimmt die Entropie eines Gases nicht ab, sondern zu!
https://wwwex.physik.uni-ulm.de/vortraege/zawiw99/Raum__66.htm
Wenn man das Gas „tun lässt, was es will“, dann zieht es sich unter seiner Eigengravitation zusammen. Das ist etwas anderes, als unter Druck stehendes Gas, das man aus einer Gasflasche entlässt: dieses expandiert (da spielt die Gravitation keine Rolle).
Hallo,
ich bin durch eine googlesuche auf deinen Blog gelangt und finde ihn sehr interessant und werde mal nach und nach alles lesen.
Aber meine Ursprüngliche suche hatte damit zu tun, dass meine Frage lautete ob es ein „Diagramm“ oder sowas gibt, woran man ablesen kann wie sich das Spektrum der Sonne seit ihrer Entstehung bis heute verändert hat? Weißt du da das vielleicht oder gibt es dazu Artikel/ Bücher / Zeitschriften? MfG Ronny
Guten Tag Herr Freistetter
Herzlichen Dank für Ihre interessanten Astronomie-Lektionen. Nur ein kleiner Tipp gebe ich Ihnen als Augenarzt: Fordern Sie nie ihre Leser auf, in die Sonne zu blicken. Sogar mit Sonnenbrille ist das für die Netzhaut gefährlich. Man muss unbedingt zur Sonnenbeobachtung die Alu-Filterfolien benutzen.
Nebenbei eine weitere Anregung: Erwähnen Sie doch die Rolle der beiden grossartigen Astronomen Henrietta Swan Leavitt und Jocelyn Bell bei der Frage nach der Entfernung der Sterne (ich sage absichtlich nicht „Astronominnen“, weil ich gegen das verkrampfte Gendern der deutschen Sprache bin). Mit freundlichen Grüssen
Werner Niederer, http://www.Grünkreuzverlag
Lieber Herr Niederer: über die beiden Astronominnen (Frauen darf man durchaus auch als Frauen bezeichnen; das ist selbstverständlich und nicht verkrampft) hab ich in meinem Blog mehrfach geschrieben; es gibt sogar eigene Artikel über ihr Leben und ihre Arbeit.
Tses … da bin ich heute echt über einen Kommentar im Heise-Forum hierher gelenkt worden. Sachen gibts…
Senfen muß trotzdem sein.
a) Herr Freistetter ist wirklich nicht doof genug, um solche „Tipps“ zu geben. War er auch nie. Ganz im Gegentum hat er immer davor gewarnt.
b) einen kleinen Tipp hätte ich da auch: auch Leute, die sich als „Augenarzt“ bezeichnen, können Schwierigkeiten mit der deutschen Sprache haben. Sollten sie aber nicht – schon gar nicht auf diesem Level.
c) Frauen, die Astronomie betreiben, sind Astronominnen. Genauso wie Frauen, die (beruflich) kochen, Köchinnen sind, oder Frauen, die beruflich Haare schneiden, Friseurinnen (oder – noch älter und ebenfalls „gegendert“ – Friseusen) sind – oder auch weibliche Könige, die schon immer im deutschen Sprachgebrauch Königinnen waren. Mutter Oberin ist wer? Eine „gegenderte“ Chefin eines Klosters. Parbleu!
Mit all dem haben Leute keine Probleme. Nur wenn man dann mal konsequent sein möchte und weibliche Berufsbezeichnungen ernst nehmen, wenn es dann auch mal Kanzlerinnen gibt, DANN kommen sie aus den Löchern.
Ich finde es sehr angenehm, diesen dummen Menschen beim Aussterben zuzusehen.
Warum der Herr Niederer übrigens seinen Grünkreuzverlag *hust* noch unter seinen „Kommmentar“ klatschen mußte, ist mir nicht verständlich.
https://www.easymonitoring.ch/handelsregister/gruenkreuzverlag-ag-1029908 :
Eintragung 15.08.2011
Letzte Änderung 27.02.2018
Löschung 27.02.2018
Aber naja… wer ein Jahr nach der Löschung der „AG“ noch die Seite bewirbt, darf getrost als „nicht sehr anpassungsfähig“ bezeichnet werden.