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 Sternbild Orion |
Was sind die Sterne, diese kleinen Lichter am Nachthimmel? Eine Frage die so alt ist, wie die Menschheit selbst. Wir haben das Glück, in einer Zeit zu leben, die eine Antwort auf diese Frage gefunden hat: Die Sterne sind ferne Sonnen. Wie kann man die physikalische Natur der Sterne ergründen?
Aus der Antike stammt noch die Einteilung der Sternhelligkeiten in sechs Grössenklassen (früher war die Helligkeit gleich der Grösse). Klasse eins waren die hellsten, Klasse sechs die gerade noch von blossem Auge erkennbaren. Mit der Erfindung des Fernrohres wurden mehr Sterne sichtbar und das alte Helligkeitsmass musste präziser definiert werden.
Verhalten sich die mit einem Photometer gemessenen Strahlungsströme (S1 Strahlungsstrom des ersten Sterns, S2 Strahlungsstrom des zweiten Sterns) zweier Sterne wie S1/S2 so ist die Differenz ihrer scheinbaren Helligkeiten (m1: Helligkeit des ersten Sterns, m2 Helligkeit des zweiten Sterns) gegeben durch:
m1 – m2 = -2.5 log10(S1/S2).
Bei dieser Definition entspricht eine Differenz von 5 Grössenklassen einem Faktor 100 in den Strahlungsströmen. Ein Stern 6. Grösse ist somit 100x schwächer als ein Stern 1. Grösse.
Sonne -26.74 |
In der Mitte des 17. Jahrhunderts versuchte Ch. Huygens die Entfernung des Sterns Sirius zu schätzen, indem er die Helligkeit der Sonne mit der von Sirius verglich. Er nahm an, dass Sirius ebenfalls eine Sonne sei. Wie weit müsste man die Sonne von der Erde entfernen, dass sie nur noch so hell schiene wie Sirius? 28'000x sagte Huygens. Nur eine von Annahmen über Sirius (und andere Sterne) unabhängige Distanzmessung konnte eine sichere Antwort liefern. Die Messung einer trigonometrische Parallaxe der Sterne war vom Prinzip her einfach und unabhängig von vorgefassten Meinungen. Die grösste Basislinie, die vor dem Zeitalter der Raumfahrt der Menschheit zur Verfügung stand, ist der Erdbahndurchmesser.
Als Spiegelbild der Bewegung der Erde um die Sonne vollführt ein Stern eine kleine Bewegung um seine mittlere Position im Laufe eines Jahres. Diese fällt umso kleiner aus, je weiter der Stern entfernt ist (siehe Abbildung 'Distanzmessung'). Diese Fixsternparallaxen sind sehr kleine Winkel, deshalb gelang es erst ab Mitte des 19. Jahrhunderts sie zu messen.
" = Bogensekunden, 1" = 1/3600 Grad
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 Distanzmessung über die Parallaxe des Sterns D: Distanz zum Stern p: Parallaxe (Winkel) |
Mit dem Astrometriesatelliten HIPPARCHOS gelang es Parallaxen mit einer Genauigkeit von 0.002 Bogensekunden von einigen 10'000 Sternen zu messen.
Ursprünglich die Halbachse der Erdbahn. Heute ist sie über eine himmelsmechanische Gleichung definiert und ist eine abgeleitete Konstante. Ihr Wert in Metern kann nach wie vor verbessert werden. "The Astronomical Almanac 2003" empfiehlt einen Wert von 149’597’870.66 km.
Das Lichtjahr ist die Strecke die das Licht in einem siderischen Jahr zurücklegt. Die Lichtgeschwindigkeit beträgt exakt 299'792'458 Meter pro Sekunde. Ein siderisches Jahr hat 31'556'925 Sekunden. Beides miteinander multipliziert ergibt ein Lichtjahr = 9.4605281 Billionen Kilometer.
Die Distanz aus der ein Objekt eine Parallaxe von einer Bogensekunde
hat.
1 parsec = 30.85677 Billionen Kilometer = 3.261634 Lichtjahre.
Mit bekannter Distanz ist es nun möglich, die Leuchtkraft (Leistung in Watt) der Sterne mit der der Sonne zu vergleichen. Um diesen Vergleich durchführen zu können, wird die sogenannte absolute Helligkeit eingeführt. Diese ist die Helligkeit des Sterns in Grössenklassen, wie er in 10 parsec (ca. 32 Lichtjahren) Distanz dem Beobachter erscheinen würde. Die Sonne wäre aus 10 parsec (32 Lichtjahre) Distanz nur noch ein Sternchen 5. Grösse (genauer: 4.83 M).
Die Positionsbestimmungen der Sterne (d.h. die Angabe ihres Ortes in Rektaszension und Deklination) ist heute so präzise, dass man ihre wahre Bewegungen am Himmel verfolgen kann. Die Fixsterne sind nicht wirklich fix. Im Laufe der Jahrtausende verformen sich die Sternbilder. Die schnellsten Sterne legen ein paar wenige Bogensekunden pro Jahr zurück, die meisten sind wesentlich langsamer. Absolut bewegen sie sich typischerweise mit einigen Kilometern pro Sekunde relativ zur Sonne.
Schon bei der Sonne haben wir gelernt, dass die Farbe mit der ein Körper glüht, seine Temperatur verraten kann. Genauer: man muss sein Spektrum (Strahlungsstrom als Funktion der Wellenlänge) messen und sehen, wo das Maximum ist (Wiensches Verschiebungsgesetz).
Schon mit dem blossen Auge erkennt man bei manchen Sternen einen leichten Farbstich. Rötliche Sterne haben eine eher kühle Oberfläche (Photosphäre, gasförmig wie bei unserer Sonne) von 4'000°C, gelbliche Sterne etwa 6'000°C, weisse Sterne 10'000°C und bläuliche Sterne ein paar 10'000°C.
Wenn man weiss, wie heiss eine Oberfläche ist, weiss man auch, wie viel Watt pro Quadratmeter in den Weltraum gestrahlt wird. Mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz kann die abgestrahlte Leistung in Watt pro Quadratmeter berechnet werden:
Abgestrahlte Leistung [W/m2] = 5.670·10-8·T4
T = Temperatur in Kelvin
Bei bekannter absoluter Helligkeit des Sterns kann daraus auf die Gösse der Oberfläche geschlossen werden und damit auf den Durchmesser des Sterns.
Hier wäre es nun naheliegend Temperatur und Leuchtkraft aufzuzeichnen.
 Vereinfachtes Hertzsprung – Rusell – Diagramm: Temperatur (x-Achse) und Leuchtkraft eines Sterns im Vergleich zu unserer Sonne (y-Achse). |
Zeichnet man alle vermessenen Sterne in dieses Diagramm ein, so stellt man fest, dass fast alle sich auf einem von links oben nach rechts unten verlaufenden Streifen befinden. Heisse Sterne sind leuchtkräftig, kühle Sterne strahlen mit einer geringeren Leuchtkraft. Doch zur Klassifizierung der Sterne untersucht der Astrophysiker das Spektrum der Sterne genauer und nimmt das Vorkommen bestimmter Absorptionslinien zur Klassifizierung zu Hilfe. Er teilt die Sterne in 7 Klassen ein wobei jede Klasse 10 Unterklassen hat. Von heiss nach kühl heissen die Spektralklassen O, B, A, F, G, K, und M. Die Unterklassen werden mit einer Zahl vermerkt. Die Sonne ist beispielsweise ein Stern vom Typ G2.
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