Temperatur und Farbe

Lass uns herausfinden, was die T�ler in einem Sternenspektrum verursacht.

Wenn du eine Herdplatte anmachst, heizt sie sich auf und beginnt zu gl�hen. Die Platte gibt aufgrund ihrer hohen Temperatur Licht ab. Sie gibt den Gro�teil ihres sichtbaren Lichts in dem roten Bereich des Spektrums ab, weswegen du sie rot gl�hen siehst. (Eine Herdplatte gibt eigentlich mehr Licht in dem infraroten Bereich ab. Halte deine Hand ein paar Zentimeter �ber die Platte, und du kannst die infrarote Strahlung auf deiner Hand in Form von Hitze f�hlen.) Sobald du die Platte aufheizt, wird sie heller, und die Farbe ver�ndert sich: zuerst in orange, dann in gelb und anschlie�end in blau. Die rechte Animation zeigt, wie die Farben sich �ndern, wenn sich ein Topf aufheizt, und danach wieder abk�hlt.

Sterne sind viel hei�er als �fen, aber sie geben auch aufgrund ihrer Temperatur Licht ab. Genau wie Herde geben Sterne den Gro�teil ihres Lichts in einer bestimmten Farbe ab, die ihrer Temperatur entspricht. Wenn du dir die Sterne im Nachthimmel ganz genau anschaust, kannst du einige dieser verschiedenen Farben erkennen (und sie k�nnen sehr sch�n durch ein Fernglas oder ein kleines Teleskop wirken).

Absorptionslinien

Jedoch erreicht uns nicht das gesamte Licht, das Sterne ausstrahlen. Das Gas in der Atmosph�re des Sternes absorbiert etwas davon. Schau dir die Animation auf der rechten Seite an. Die inneren Schichten des Sterns geben alle Farben des Regenbogens in unterschiedlichen Mengen ab. W�hrend das Licht durch eine Wasserstoffwolke in den �u�eren Schichten des Sterns wandert, wird etwas rotes Licht von dem Wasserstoff absorbiert. Weil das rote Licht absorbiert wurde, schafft es nicht das gesamte Licht bis zur Erde, wie auf der linken Seite der Animation. Das Sternenspektrum, das auf der linken Seite gezeigt wird, hat ein Tal in dem roten Bereich. Dies ist der Grund f�r die T�ler, die du in den Spektren in der letzten �bung gesehen hast.

Wasserstoff wird nur Licht absorbieren, wenn der Stern die richtige Temperatur hat. Ist der Stern zu hei� oder zu kalt, wird das Wasserstoff dieses Licht nicht aufnehmen.

Manchmal nehmen Wasserstoffwolken in Sternen nicht nur Licht auf, sondern geben auch selber welches ab. Wenn eine Wasserstoffwolke Licht abgibt, dann genau in derselben Farbe, wie es das Licht absorbiert hat. Wenn die Wolke mehr Licht abgibt als sie absorbiert hat, wird das linke Spektrum ein Maximum, statt einem Minimum haben. Diese Maxima werden "Emissionslinien" genannt, weil die Wolke Licht emittiert. Emissionslinien h�ngen auch von der Temperatur eines Sternes ab; sie erscheinen nur, wenn ein Stern die richtige Temperatur hat.

Wenn du eine Wolke sehen w�rdest, deren Spektrum keine Wasserstoff Absorptions- oder Emissionslinien zeigt, wie k�nntest du dann sagen, ob sie hei� oder k�hl ist? F�r eine Wolke aus reinem Wasserstoff k�nntest du das nicht. Aber f�r reale Sterne, die Atome von vielen Elementen beinhalten, k�nntest du auf die Absorptions- und Emissionslinien von anderen Elementen achten.

Absorptionslinien in realen Sternen

Die meisten Elementen absorbieren oder emittieren Licht am besten bei bestimmten Temperaturen; deswegen sind ihre Absorptions- oder Emissionslinien bei dieser Temperatur am st�rksten. Die Linien, die du in einem Sternenspektrum sehen kannst haben dieselbe Funktion wie Thermometer. Einige Verbindungen, wie Titaniumoxid, erscheinen nur in den Spektren von sehr k�hlen Sternen. Andere Elemente wie Helium, erscheinen nur in den Spektren von sehr hei�en Sternen.

Die Sequenz von Spektraltypen, OBAFGKM, ist eigentlich eine Temperatursequenz, wobei O die hei�esten Sterne darstellt, und M die k�hlsten Sterne.

Hier sind ein paar n�tzliche Ratschl�ge, um sich die Reihenfolge der Spektraltypen zu merken:

Die untere Tabelle zeigt einige der entscheidenden Absorptions- und Emissionslinien von jedem Stern.

Du wirst vielleicht nicht wissen, woher diese Elemente ihre Absorptions- und Emissionslinien haben. Die untere Tabelle listet die h�ufigsten Elemente und ihre ungef�hre Lage in dem elektromagnetischen Spektrum auf.

Wenn du dich daf�r interessierst zu lernen, wo du alle Linien finden kannst, die die SDSS Software verwendet, kannst du eine Tabelle von allen Linien hier finden.

Schau dir nun noch einmal das Spektrum an, das du schon fr�her gesehen hast:

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