Sternspektren Informationen aus dem Weltall

1. SternspektrenInformationen aus dem Weltall Was wir aus der spektralen Zerlegung des Sternenlichts lernen können Matthias Borchardt - 2002

2. Ein Feld von vielen Sternen wurde durch ein optisches Gitter fotografiert: Die Spektren der Sterne sind nicht gleich, wie man deutlich erkennen kann.

3. Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ? • Die Oberflächentemperatur des Sterns • Die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre • Die Geschwindigkeit des Sterns

4. Die Oberflächentemperatur von Sternen Schon mit bloßem Auge erkennt man am Sternenhimmel, dass die Sterne verschiedene Farben haben. Manche leuchten mehr rötlich, andere mehr gelblich oder sogar blau bis weiß. Dies liegt an der unterschiedlichen Oberflächen- temperatur der Sterne. Die Abbildung zeigt das Sternbild ORION. Der rötliche Stern oben links heißt Beteigeuze und hat eine Temperatur von 3.200 Kelvin. Der blau leuchtende Stern unten rechts heißt Rigel – er hat eine Temperatur von 12.000 Kelvin.

5. Der Zusammenhang zwischen Temperatur und Farbe der Sterne An den folgenden Spektren erkennt man, dass mit steigender Temperatur das Strahlungsmaximum in den blauen Bereich wandert. (Sonne)

6. Ein Stern ist ein glühender Körper. Für solche Körper hat man den Zusammenhang zwischen der Temperatur und der Intensitäts-verteilung der Strahlung auf die ver-schiedenen Wellenlängen genau untersucht. Max Planck konnte 1913 die Gesetzmäßigkeiten eines sogenannten schwarzen Strahlers theoretisch genau beschreieben. Dabei führte er die berühmte Naturkonstante h ein, die man heute als Planck-Konstante bezeichnet und die wichtigste Konstante der modernen Physik geworden ist.

7. Die Strahlungeines schwarzen Körpers Ein schwarzer Körper wird auf 2000° K erhitzt. Dann wird die Intensität der Strahlung in Abhängigkeit der Wellenlänge gemessen. Die Kurve zeigt, dass der Schwarze Körper fast unsichtbar ist – er strahlt kaum im sichtbaren aber stark im infraroten Bereich (Wärmestrahlung). Der Körper wird auf 4000° K erhitzt. Ein großer Teil des Spektrums liegt bereits im sichtbaren Bereich. Bei einer Erhöhung der Temperatur auf 6000° K (Oberflächentemperatur der Sonne) verschiebt sich das Maximum der Intensität deutlich in den sichtbaren Bereich. Der Körper strahlt viel Energie im grünen Bereich des Spektrums ab.

8. Für die Maxima der Kurven gilt das sogenannte „Wiensche Verschiebungsgesetz“ (Wilhelm Wien 1864 – 1926) Es beschreibt den Zusammenhang zwischen der Temperatur eines schwarzen Körpers und der Wellenlänge, bei der er die meiste Energie abgestrahlt wird. (m•K ist die Einheit: Meter mal Kelvin) Die Temperatur eines Sterns lässt sich so aus seiner spektralen Kurve ermitteln, indem man die Wellenlänge bestimmt, bei der der Stern sein Strahlungsmaximum hat. (Dies ist in der Realität jedoch oft nicht so einfach, da die Spektren in der Regel von vielen Absorptionslinien durchsetzt sind und das Strahlungsmaximum schwierig zu bestimmen ist.)

9. Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ? • Die Oberflächentemperatur des Sterns • Die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre • Die Geschwindigkeit des Sterns

10. Die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre Glühende Körper strahlen immer ein kontinuierliches Spektrum ab. Auch von der Sternoberfläche wird daher eine kontinuierliche Wellenlängenverteilung abgegeben. Diese Strahlung muss allerdings bei ihrem Weg in den Weltraum die Sternatmosphäre durchdringen, die aus heißen Gasen der verschiedensten chemischen Elemente besteht. Dabei werden bestimmte Wellenlängen des Sternlichts absorbiert. Im kontinuierlichen Spektrum, das wir auf der Erde empfangen, fehlen diese Wellenlängen – an diesen Stellen findet man schwarze Linien im farbigen Spektralband. Man spricht von einem Absorptionsspektrum. Im Spektrum der Sonne findet man daher zahlreiche Absorptionslinien, auch sehr schwache, denn die Sonne ist nah. Bei weit entfernten Sternen lassen sich nur die stärksten Absorptions- linien nachweisen. Die Intensität der Linien gibt einen Hinweis über die Häufigkeit eines bestimmten Elements. Die verschiedenen Anteile von Elementen sagen uns, in welchem Entwicklungszustand der Stern ist, wie alt er ist und welche Masse er wahrscheinlich hat.

11. Das Sonnenspektrum mit den zahlreichen Absorptionslinien (Frauenhoferlinien) Darunter das Spektrum des Sterns Vega.

12. Ein Ausschnitt aus dem Sonnenspektrum zeigt, wie sich den einzelnen Absorptionslinien ganz bestimme chemische Elemente zuordnen lassen:

13. Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ? • Die Oberflächentemperatur des Sterns • Die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre • Die Geschwindigkeit des Sterns

14. Die Geschwindigkeit der Sterne Das Weltall ist nicht statisch, sondern in ständiger Bewegung. Dies gilt auch für die Sterne in unser näheren Umgebung, d.h. innerhalb der Milchstraße. Sterne können sich auf uns zu- oder von uns wegbewegen. Das Licht wird dabei aufgrund des Dopplereffekts kurzwelliger (blauer), wenn sich die Lichtquelle auf uns zubewegt und langwelliger (roter), wenn sich die Quelle von uns wegbewegt. Entsprechend werden auch die Absorptionslinien verschoben. Aus dieser Verschiebung lässt sich verhältnismäßig einfach die Geschwindigkeit des Sterns errechnen. ruhender Stern Stern bewegt sich von uns weg  Rotverschiebung der Absorptionslinien