Farben sind der Schlüssel des Weltalls, mit ihnen erschließt sich die Astrophysik das Universum.

 
Bleistiftnebel, ein seltsam geformter Überrest einer gewaltigen Explosion
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Nahaufnahme des Kopfes des Möwennebels
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The Dumbbell Nebula
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Das Feen-Galaxientrio
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Die Spiralgalaxie NGC 253
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Die astronomischen Spektroskopie, die Farbenlehre der Sterne enthält eine Farbenlogik mit der Raum, Zeit und Inhalte des Weltalls weitgehend gedeutet werden.
Jahrtausendelang war die Astronomie auf den schmalen Frequenzbereich des lichtempfindlichen, menschlichen Auges von ca. 400 bis 800 Nanometer, was knapp einer Oktave entspricht, fixiert. Für diese Strahlung ist die Erdatmosphäre gut durchlässig, weil unser Zentralgestirn, die Sonne, bei Wellenlängen von ca. 500 Nanometern seine Hauptstrahlung emittiert. Aber die Himmelskörper emittieren je nach ihrer Temperatur und den in ihnen ablaufenden Prozessen elektromagnetischer Strahlung in über 60 Oktaven von den Radiowellen bis zu den harten Gammastrahlen. Durch Satelliten gelang es, unser Bild vom Kosmos auch auf diesen anderen Wellenlängen zu ergänzen.

Dank hochentwickelter Technik können Farbfotografien des fernen sichtbaren Lichts gemacht werden. Mit der Spektralanalyse, einem Verfahren der physikalischen Chemie zur Untersuchung der ausgestrahlten Spektralfarben, wird über das ausgestrahlte Licht eines Sterns, sein Alter, seine chemische Zusammensetzung, die Temperatur- und Druckverhältnisse oder Rotationsgeschwindigkeit bestimmt.

Mit den Erkenntnissen der Astrophysik über die Spektralfarben wurde ein höchst zuverlässiges, einheitliches Meßsystem für die wunderbaren Entdeckungen im Weltraum entwickelt. Durch dieses Licht- und Farbengesetz, war die Astronomie in der Lage, in den letzten 140 Jahren unser Wissen von rund 5 Lichtstunden im Erdumkreis auf 5 Milliarden Lichtjahre zu erweitern.

Sternspektren

Von Joseph von Fraunhofer gezeichtete Darstellung des Sonnenspekrums
Von Joseph von Fraunhofer gezeichtete Darstellung des Sonnenspekrums
Joseph von Fraunhofer gilt als Wegbereiter der astronomischen Spektroskopie. Er beobachtete, daß die Flammenspektren in seinem Labor und diejenigen der Sonne durch dunkle Linien unterbrochen wurden. Solche Linien sah Fraunhofer 1814 auch beim Studium der Sterne Betelgeuse, Capella, Castor, Pollux, Procyon und Sirius.

Erst 50 Jahre später fanden Gustav R. Kirchhoff und Robert W. Bunsen eine wissenschaftliche Erklärung für dieses Phänomen. Die dunklen Linien im Spektrum des Lichts entsprachen ganz bestimmten chemischen Elementen. Damit läßt sich beweisen, daß überall im Kosmos die gleichen Elemente - etwa Wasserstoff oder Eisen - zu finden sind. Mit der Spektroskopie entschlüsselten die Astronomen nach und nach die Fingerabdrücke der Sterne.

Kontinuierliches Spektrum

Kontinuierliches Spektrum
Ein kontinuierliches Spektrum läßt sich beispielsweise beobachten, wenn feste Körper glühen. Auch Flüssigkeiten oder Gase unter hohem Druck liefern ein solches Spektrum. Die poetischste Version des kontinuierlichen Spektrums ist der Regenbogen.

Emissionsspektrum

Emissionsspektrum
Ein Emissionsspektrum weist leuchtende Gase bei niedrigem Druck oder niedriger Dichte auf. Die farbigen Linien sind Hinweise auf die darin enthaltenen chemischen Elemente.

Absorptionsspektrum

Absorptionsspektrum
Ein Absorptionsspektrum entsteht, wenn das Licht von leuchtenden Gasen durch ein zweites, kühleres Gas gefiltert wird. Die schwarzen Linien liefern ebenfalls Informationen auf die darin enthaltenen chemischen Elemente.

Sterntemperaturen

Sterntemperaturen
Der Zusammenhang zwischen der Oberflächentemperatur und der Verteilung der Strahlungsleistung wird durch das Planck'sche Strahlungsgesetz beschrieben. Max Planck hat damit die Quantenphysik begründet.
Wir kennen den Zusammenhang qualitativ aus dem Alltag:
Rotglut - Weissglut - bläuliches Licht entsprechen immer höherer Temperatur.
Die Astronomen können aus der Messung solcher Farbkurven die Sterntemperaturen sehr exakt angeben.


Die Farben der Sterne

Sternfarbe
Im nebenstehenden Diagramm ist die maximale Strahlungsleistung aller Sterne auf Eins normiert (die Antares-Kurve wäre sonst zu niedrig, jene von Spica zu hoch).
Diese Sterne haben sehr unterschiedliche Temperatur. Deshalb erscheinen sie in verschiedener Farbe.
Antares ist ein "roter Riese". Auch unsere Sonne gerät in ca. 5 Milliarden Jahren in diesen Zustand. Spica strahlt in erster Linie ultraviolette Strahlung ab.


Sternen-Geschwindigkeit

Der "Doppler"-Effekt
Doppler-Effekt
Fährt ein Motorrad an uns vorbei, so hören wir zuerst einen höherer Ton, dann einen tieferen. Die Wellenberge der abgestrahlten Wellen werden in Bewegungsrichtung zusammengedrängt und gegen die Bewegungsrichung auseinandergezogen. Die Wellenlänge, die eine bewegte Quelle absendet, wird also verändert.
Diesen "Doppler"-Effekt gibt es auch beim Licht !

Doppler Effekt
Genau so hat E. Hubble festgestellt, dass das ganze Weltall (auf Galaxieen-Ebene) expandiert, und zwar 'fliehen' die am weitesten entfernten Galaxieen am schnellsten von uns weg. Insbesondere an den Spektrallinien merkt man das: Bewegt sich ein Stern von uns weg, so sind diese nach rot hin verschoben (im anderen Falle nach violett). Aus dieser "Rotverschiebung" lässt sich die Geschwindigkeit des Sterns errechnen.

Spektralklassen

Wie die Leuchtkraft, so kann man auch die Farbe eines Sterns aus den Absorptionslinien seines Spektrums erkennen. Bereits bei Beobachtung mit dem bloßen Auge kann man Farbunterschiede heller Sterne von blau über gelb nach rot feststellen. Diese Färbung des Sternenlichtes erlaubt Schlussfolgerungen auf dessen Oberflächen-, Photosphärentemperatur. So senden Sterne mit hoher Photosphärentemperatur vor allem den energiereichen blauen Lichtanteil ab, solche mit niedriger Temperatur eher den energieärmeren roten Anteil. Da für den Menschen die meisten Sterne weißlich-grau erscheinen, stellt man deren Farbe mit Hilfe von Helligkeitsmessungen in verschiedenen Spektralbereichen (blau bis rot) fest. Aus der Differenz dieser Helligkeitswerte ergibt sich ein Farbindex entsprechend der Farbe des Sterns. In Abhängigkeit zur Farbe kann man nun die Photosphärentemperatur eines Sterns bestimmen, die typischerweise zwischen 2500K und 25000K liegt [273,15°C = 0K (sprich Kelvin)]. Aufgrund dessen lassen sich die Sterne in sogenannte Spektralklassen einteilen, die einer bestimmten Photosphärentemperatur und Farbe entsprechen.

A. Harvard-Klassifikation

Jeder Stern ist einer Spektralklasse zugeordnet. Spektralklassen sind Gruppen von Spektren, die gemeinsame Absorptions- und Emissionslinien besitzen. Die Sonne gehört beispielsweise zur Spektralklasse G2. Beteigeuze, der Hauptstern im Sternbild Orion, ist ein roter Riesenstern mit dem Spektraltyp M2. Seine Oberflächentemperatur beträgt 3200 K.
Ob ein Stern wie die Sonne in die Spektralklasse G2 fällt, entscheidet die sogenannte "Harvard-Klassifikation". Sie staffelt die Sternspektren nach fallender Oberflächentemperatur und unterscheidet sie durch Großbuchstaben. Am Anfang der Skala geben blauweiße und weiße Sterne den Ton an - am Ende versammeln sich die roten Sterne mit niedriger Oberflächentemperatur. Das einfache Harvard-Klassifikationsschema lautet: O - B - A - F - G - K - M. Weil sich diese Buchstabenreihe nicht merken läßt, prägen sich amerikanische Astronomen einen einfachen Merkspruch ein: O Be A Fine Girl Kiss Me.
Um noch feiner differenzieren zu können, wählt man eine Dezimalteilung von 0 bis 9. So richtig kompliziert wird es, wenn Astronomen auch noch Besonderheiten wie starke Metallinien oder sehr diffuse Linien im Klassifikationsschema unterbringen wollen. Dann werden Kleinbuchstaben am Anfang oder Ende der Spektralklassenbezeichung als Kommentar hinzugefügt. Mit g (giant) bezeichnet man beispielsweise Riesensterne wie etwa Capella = gG0. Capella ist der Hauptstern im Sternbild Fuhrmann und der fünfthellste Fixstern. Capella trägt auch den Namen "Ziegenböcklein" (arab. Alhajot = Ziege). Im Harvard-Klassifikationsschema sind noch nicht alle Spektren enthalten. Es gibt nämlich einige sehr seltene Sterne und planetarische Nebel, die in eigene Gruppen unterteilt sind (rund 1 Prozent). Sie werden wie folgt einsortiert: C R N S Q (Novae), P (P Cygni-Sterne, Planetarische Nebel) und W (Wolf-Rayet-Sterne)

B. MKK-System

Weil das Harvard-Klassifikationsschema aus wissenschaftlicher Sicht einige Schwächen aufweist, haben die Astronomen Morgan, Keenan und Kellmann 1943 das MKK-System der Leuchtkraftklassen entwickelt. Die Daten wurden im gleichen Jahr erstmals in "An Atlas of Stellar Spectra" veröffentlicht. Die revidierte Fassung erschien 1952. Das MKK-System differenziert sehr viel präziser zwischen Superriesen, Überriesen, Hellen Riesen, Normalen Riesen, Unterriesen, Zwergen und Unterzwergen. Das MKK-System systematisiert allerdings nur Sterne mit normaler chemischer Zusammensetzung. Es setzt auch einen genormten Spektrographen voraus, damit die Ergebnisse vergleichbar bleiben.


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