Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Oberflächentemperatur des Sterns. Abbildung 7.2 illustriert das Beispiel unserer Sonne, die eine Temperatur von 5500 Grad C hat. Die 5500 Grad heiße Oberfläche der Sonne strahlt die meiste Energie etwa in der Mitte des sichtbaren Wellenlängenbereichs bei rund 500 nm, also im blau-grünen Bereich ab. Insgesamt können wir allerdings nur 40% des Sonnenlichts mit unseren Augen wahrnehmen. Die restlichen 60% werden in anderen Wellenlängenbereichen abgestrahlt, wie in der Abbildung erkennbar ist.

Abb. 7.2: Die spektrale Energieverteilung von Sternen mit verschiedenen Oberflächentemperaturen. Das Maximum jeder Verteilung verschiebt sich bei kühlen Temperaturen zu größeren Wellenlängen. Die Sonne hat mit 5500 Grad C ihre maximale Intensität etwa in der Mitte des sichtbaren Wellenlängenbereichs.
    Kühlere Rote Riesensterne strahlen ihre Energie überwiegend im roten und infraroten Bereich ab, also bei größeren Wellenlängen als die Sonne. Wenn die Sonne ein Roter Riese und kühler wäre, würde sie auch hauptsächlich rotes Licht aussenden. Hier sollte angemerkt werden, dass die Sonne natürlich nicht jeden Abend und Morgen beim Sonnenuntergang und -aufgang zum kühlen Roten Riesen wird, nur weil sie uns zu diesen Zeiten intensiv rot erscheint. In diesen Fällen sorgt der Staub in der Erdatmosphäre dafür, dass der blaue Lichtanteil auf dem Weg zu uns »weggestreut« wird und nur der gelb-rote Teil übrig bleibt. Dieser Effekt hat also nichts mit dem Wellenlängenbereich des Lichts zu tun, mit dem die Sonne selbst strahlt.
    Mit speziellen Filtern kann man einen Stern in bestimmten Wellenlängenbereichen gezielt beobachten und dort seine Helligkeit messen. So erscheint ein Roter Riese im ultravioletten Bereich sehr viel schwächer als im roten Bereich, da der Stern im dazugehörigen kurzwelligen Bereich nur gering strahlt. Abbildung 7.2 zeigt die sogenannte spektrale Energieverteilung eines Sterns. Die Differenz zweier über gewisse Wellenlängenbereiche gemittelter Helligkeiten wird als »Farbe« bezeichnet. Diese Farben verraten, wie steil die Energieverteilungskurve ist und welche Temperatur der Stern hat. Die Temperatur verrät wiederum Fakten zum Entwicklungsstadium des Sterns und zu seinen Eigenschaften.
    Die Helligkeit eines Sterns wird in der Astronomie in sogenannten Magnituden oder Größenklassen angegeben. Nach der historischen Definition gehören die hellsten Sterne zur ersten Größenklasse und die schwächsten, gerade noch mit bloßem Auge sichtbaren Sterne zur sechsten. Merkwürdigerweise bedeutet dies, dass schwächere Sterne eine größere scheinbare Magnitude am Himmel haben. Ausgehend von dieser historischen Festlegung besagt die moderne Definition, dass die Helligkeit zweier Sterne, die sich in beobachteter Lichtintensität um den Faktor 100 unterscheiden, um 5 Magnituden verschieden ist. Dadurch bekommen der Vollmond und die Sonne negative scheinbare Helligkeiten, nämlich –13 m und –27 m , da sie wesentlich heller als die Sterne sind, auf denen das System ursprünglich basierte. Sirius, der hellste Stern am Himmel, hat –1 m , Jupiter hat –3 m , und die Venus, unser Abend- oder auch Morgenstern, hat –5 m . Die Venus erscheint somit 40 Mal heller als der Sirius, die Sonne leuchtet sogar etwa 15 Milliarden Mal heller als Sirius.
    Es gibt viele verschiedene Methoden, um das Licht der Sterne eingehend zu analysieren. Aber eines haben sie alle gemeinsam: Sie basieren auf Daten, die mit Teleskopen aufgenommen wurden. Grundsätzlich lassen sich dabei zwei Arten von astronomischen Beobachtungen unterscheiden: Das Abfotografieren des Himmels dient der Messung der Sternhelligkeiten und positiven Positionen. Und die Spektroskopie ermöglicht die Aufspaltung des Lichts über große Wellenlängenbereiche in ein sogenanntes Spektrum. Diese Art der Lichtanalyse ermöglicht die Bestimmung der physikalischen Eigenschaften des Objekts, wie Temperatur, Druck, chemische Zusammensetzung und Geschwindigkeit im Raum.

7.2. Spektroskopie: Sternlicht entschlüsseln
    Ein Regenbogen am Himmel ist ein beeindruckendes Naturschauspiel, dessen Farbenspiel man immer wieder gerne bewundert. Bei einem solchen Ereignis wird das Sonnenlicht in kleinen Wassertröpfchen in der Atmosphäre gebrochen und reflektiert. Die verschiedenen Wellenlängen des weißen Sonnenlichts werden dabei innerhalb der vielen Tropfen auf dem Weg zu unserem Auge unterschiedlich gebrochen. Als Ergebnis sehen wir, wie sich das Licht in