Sternspektren Informationen aus dem Weltall

Sternspektren
Informationen aus dem Weltall
Was wir aus der spektralen Zerlegung
des Sternenlichts lernen können
Matthias Borchardt - 2002
Ein Feld von vielen Sternen wurde durch
ein optisches Gitter fotografiert:
Die Spektren der Sterne
sind nicht gleich, wie man
deutlich erkennen kann.
Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ?
Die Oberflächentemperatur des Sterns
Die chemische Zusammensetzung der
Sternatmosphäre
Die Geschwindigkeit des Sterns
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 Oberflächentemperatur 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.
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)
Ein Stern ist ein glühender Körper.
Für solche Körper hat man den
Zusammenhang zwischen der
Temperatur und der Intensitätsverteilung der Strahlung auf die verschiedenen 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.
Die Strahlung eines 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.
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.)
Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ?
Die Oberflächentemperatur des Sterns
Die chemische Zusammensetzung der
Sternatmosphäre
Die Geschwindigkeit des Sterns
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 Absorptionslinien 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.
Das Sonnenspektrum mit den zahlreichen Absorptionslinien
(Frauenhoferlinien)
Darunter das Spektrum des Sterns Vega.
Ein Ausschnitt aus dem Sonnenspektrum zeigt, wie sich den
einzelnen Absorptionslinien ganz bestimme chemische Elemente
zuordnen lassen:
Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ?
Die Oberflächentemperatur des Sterns
Die chemische Zusammensetzung der
Sternatmosphäre
Die Geschwindigkeit des Sterns
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