Planeten, Sterne, Universum

Eigenschaften. Die Astronomen sprechen von Zustandsgrößen und zählen dazu u. a. die Masse, die Leuchtkraft, die Temperatur oder den Radius. So gibt es Sterne, in denen unser ganzes Sonnensystem Platz hätte, andere wie die Weißen Zwerge sind dagegen gerade so groß wie die Erde.
    Als Maßstab dienen die Zustandsgrößen unserer Sonne. Wie die Zustandsgrößen der einzelnen Fixsterne sind, wissen wir durch die Untersuchung ihres Lichtes mithilfe der Spektralanalyse. Sie ist sozusagen der Schlüssel der Astronomen in die weit entfernten geheimnisvollen „Sternenschlösser“.
Verschiedene Klassen
    Jeder Stern besitzt seine eigene besondere Wellenlänge, bei der er die größte Lichtmenge abgibt. Sehr heiße Sterne leuchten blau, relativ kühle dagegen rot. Ferner bestimmt die Temperatur auch die im Spektrum vorhandenen Linien. Nach ihrer unterschiedlichen Anordnung lassen sich Sterne in verschiedene Spektralklassen einteilen: O, B, A, F, G, K und M. Diese Reihung entspricht einer Temperaturfolge von den heißesten Sternen zu den kühlen, was sich wiederum in den Farben zeigt. So sind O- und B-Typ-Sterne blau und mit Temperaturen von rund 10000 bis 30000°C sehr heiß, rote M-Typ-Sterne sind dagegen verhältnismäßig kühl mit Temperaturen von nur 2000°C. Zu jedem Spektraltyp gibt es noch zehn Temperatur-Untergruppen. Unsere gelb leuchtende, 5500 °C heiße Sonne ist nach dieser Einteilung ein Stern des Typs G2.

In dem von Henry Norris Russell unter Berücksichtigung von Arbeiten Ejnar Hertzsprungs entwickelten Hertzsprung-Russell-Diagramm werden Sterne anhand ihrer absoluten Helligkeit und ihrer Spektralklasse systematisch geordnet
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    (c) ESO

Wie weit ist es bis zum Sirius?
Sterne und ihre Entfernung
    Ob strahlend hell oder äußerst schwach – alle Sterne scheinen gleich weit entfernt zu sein, weshalb wir sie auch zu Figuren vereinigen können, obwohl sie unterschiedlich weit weg sind. Schon die alten Völker ahnten davon etwas und setzten die Sterne auf die äußerste Sphäre des für sie überschaubaren Kosmos. Aber auch den heutigen Menschen fehlt hier die alltägliche praktische Erfahrung. Die aber konnten zumindest die Astronomen seit 1838/39 gewinnen.
Winkelschluss namens Parallaxe
    In diesen Jahren gelang es dem Königsberger Astronom Friedrich Wilhelm Bessel erstmals, die Entfernung eines Sterns namens 61 Cygni zu bestimmen. Das Verfahren, das er dabei anwandte, wird als „Parallaxen-Methode“ bezeichnet:
    Während die Erde um die Sonne läuft, scheinen sich die näheren Sterne vor dem Hintergrund der fernen zu verschieben, und zwar jeweils innerhalb eines Zeitraums von sechs Monaten. Denn nach sechs Monaten steht die Erde auf der entgegengesetzten Seite ihrer Umlaufbahn. Die beiden Beobachtungspunkte sind dann 300Mio. km voneinander entfernt, was dem Durchmesser der Erdbahn um die Sonne entspricht. Der Stern hat für den Beobachter in dieser Zeit seine Position gegenüber den entfernteren Hintergrundsternen geändert. Wenn der Abstand Erde-Sonne bekannt ist und auch der kleine Winkel, um dessen Betrag der Stern seine Position zwischen zwei Beobachtungen verändert hat (Parallaxe), kann nun mithilfe einfacher trigonometrischer Kenntnisse aus dem Dreieck Sonne-Erde-Stern die Entfernung des Sterns errechnet werden. Je kleiner die Parallaxe, umso weiter weg ist der Stern. Bei 61 Cygni ermittelte Bessel eine Parallaxe von 0,35 Bogensekunden, was einer Entfernung von etwa 3 Parsec oder 9,6 Lichtjahren entspricht.
    Die Methode kann man sich veranschaulichen, wenn man den ausgestreckten Daumen abwechselnd mit dem rechten und dem linken Auge betrachtet; auch er „springt“ dann vor weiter entfernten Gegenständen hin und her.
Und wie geht es weiter draußen?
    Leider ist der Parallaxenwinkel für Sterne, die weiter als einige Hundert Lichtjahre entfernt sind, nicht mehr messbar. Dann verwenden die Astronomen die Cepheiden-Methode, die auf folgendem Grundsatz beruht: Wenn zwei Sterne die gleiche Leuchtkraft haben, aber einer schwächer erscheint, muss er weiter weg sein. So kann man mit den Cepheiden-Sternen, die ihre Helligkeit in einem ganz bestimmten Zyklus verändern (je heller der Stern, desto länger der Zyklus), die Distanz eines sehr weit entfernten, sogar in einer anderen Galaxis stehenden Sterns bestimmen. Auch die Helligkeit einer Supernova kann für Galaxien-Entfernungsmessungen herangezogen werden, und schließlich die Verschiebung der dunklen Absorptionslinien in den roten Bereich eines