Jasem
Mutlaq

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# Sternenfarben und Temperaturen

Sterne scheinen auf den ersten Blick weiß zu sein. Aber wenn wir genauer hinschauen, sehen wir eine Reihe von Farben: Blau, weiß, rot und sogar gold. Im Wintersternbild des Orion kann ein schöner Kontrast zwischen der roten Beteigeuze in Orions "Armbeuge" und dem blauen Bellatrix an der Schulter gesehen werden. Was Sterne dazu bringt, verschiedene Farben auszusenden war ein Rätsel bis vor zwei Jahrhunderte, als Physiker genug Informationen über das Wesen des Lichts und über Eigenschaften der Materie bei sehr hohen Temperaturen gesammelt hatten.

Genauer war es die Physik der Dunkelkörperstrahlung, die uns erlaubt, die Sternenfarben zu verstehen. Kurz nachdem die Dunkelkörperstrahlung verstanden war, wurde bemerkt, dass das Spektrum von Sternen genauso aussieht wie die Dunkelköperkurven von Temperaturen von ein paar Tausend Kelvin bis ca. 50.000 Kelvin. Der offensichtliche Schluss ist, dass die Sterne den Dunkelkörper ähnlich sind und dass die Farbenvielfalt der Sterne eine direkte Konsequenz aus der Oberflächentemperatur ist.

Kühle Sterne (also die Spektraltypen K und M) geben die meiste ihrer Energie im roten und infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums ab und scheinen daher rot, während heißere Sterne (Spektraltypen O und B) hauptsächlich blaue und ultraviolette Wellenlängen aussenden, wodurch sie uns blau oder weiß erscheinen.

Um die Oberflächentemperatur eines Sterns abzuschätzen, können wir die bekannte Beziehung zwischen der Temperatur eines Dunkelkörpers und der Wellenlänge des Lichts benutzen, wo das Spektrum den höchsten Stand erreicht. Das bedeutet, wenn man die Temperatur eines Dunkelkörpers erhöht, verschiebt sich der höchste Ausschlag des Spektrums zu kürzeren (blaueren) Wellenlängen des Lichts. Das ist in Abbildung 1 gezeigt, wo die Intensitäten dreier hypothetischer Sterne der Wellenlänge gegenüber gestellt werden. Der "Regenbogen" zeigt den Bereich der Wellenlängen, der für das menschliche Auge sichtbar ist.

Bild 1

Das Spektrum von drei hypothetischen Sternen mit verschiedenen Temperaturen

Diese einfache Methode ist grundsätzlich richtig, kann aber nicht benutzt werden, um die Sterntemperaturen genau zu erhalten, da Sterne keine perfekten Dunkelkörper sind. Das Vorhandensein von zahlreichen Elementen in der Atmosphäre des Sterns führt dazu, dass viele verschiedene Wellenlängen des Lichts abgegeben werden. Da diese Absorptionslinien nicht gleichmäßig über das Spektrum verteilt sind, können Sie die Position des Ausschlags verschieben. Vielmehr ist der Prozess bis zu einem nutzbaren Spektrum eines Sterns ein zeitaufwändiger Prozess und sehr schwierig für große Sterne.

Eine alternative Methode benutzt die Photometrie um die Intensität des Lichts zu messen, das durch verschiedene Filter trifft. Jeder Filter erlaubt nur einem bestimmten Teil des Lichtspektrums das Passieren, während das andere Licht reflektiert wird. Ein weitverbreitetes photometrisches System wird Johnson UBV-System genannt. Es benutzt drei Bandbreitenfilter: U ("Ultraviolette"), B ("Blaue") und V ("Visible" (engl. für Sichtbare; Anm. d. Übers.) Regionen des elektromagnetischen Spektrums.

Der Prozess der UBV Photometrie braucht lichtsensitive Geräte (wie einen Film oder CCD-Kameras) und ein Teleskop, das auf einen Stern gerichtet ist, damit die Lichtstärken, die durch die Filter kommen gemessen werden können. Diese Prozedur ergibt drei scheinbare Helligkeiten oder Ausflüsse (Menge der Energie pro cm^2*s^-1) angegeben durch Fu, Fb und Fv. Das Verhältnis der Ausflüsse Fu/Fb und Fb/Fv ist eine mengenmäßige Messgröße der "Sternenfarbe" und diese Verhältnisse können dazu benutzt werden eine Temperaturskala für Sterne zu entwickeln. Allgemein gesagt, je größer die Verhältnisse Fu/Fb und Fb/Fv, desto heißer ist die Oberflächentemperatur.

Zum Beispiel hat der Stern Bellatrix im Orion Fb/Fv = 1,22, was zeigt, dass er heller durch den B-Filter als durch den V-Filter ist. Weitergehend ist das Verhältnis Fu/Fb 2,22 also ist er am hellsten durch den U-Filter. Das zeigt, dass der Stern tatsächlich sehr heiß sein muss, da die Position seines Spektralausschlags irgendwo im Bereich des U-Filters sein muss oder sogar bei einer noch kürzeren Wellenlänge. Die Oberflächentemperatur von Bellatrix (ermittelt aus dem Vergleich seines Spektrums mit detaillierten Modellen) ist ungefähr 25.000 Kelvin.

Wir können diese Analyse für den Stern Beteigeuze wiederholen. Sein Verhältnisse Fb/Fv und Fu/Fb sind 0,15 und 0,18, also ist er hellsten in V und am dunkelsten in U. Also muss der Spektralausschlag von Beteigeuze irgendwo im Bereich des V-Filters liegen oder bei einer noch längeren Wellenlänge. Die Oberflächentemperatur von Beteigeuze beträgt nur 2.400 Kelvin.

Astronomen bevorzugen die Sternenfarben in Größenunterschieden auszudrücken und nicht in Ausflussverhältnissen. Deshalb haben wir beim blauen Bellatrix einen Farbindex gleich

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (1.22) = -0.22,

Dementsprechend ist der Farbindex für den roten Beteigeuze

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (0.18) = 1.85

Die Farbeindizes, wie auch die Größenskala, laufen rückwärts. Heiße und blaueSterne haben kleine und negative Werte von B-V als die kühleren und roteren Sterne, wie unten dargestellt ist.

Ein Astronom kann dann, nach der Korrektur der Rötung und dem interstellaren Farbverlust den Farbindex für einen Stern benutzen, um eine genaue Temperatur für den Stern zu erhalten. Die Beziehung zwischen B-V und der Temperatur wird in Bild 2 gezeigt.

Bild 2

Die Beziehung zwischen dem B-V Farbindex eines Sternes und seiner Temperatur

Die Sonne mit einer Oberflächentemperatur von 5.800 K hat einen B-V-Index von 0,62.