Sternfarbe und Temperatur

Beteigeuze erscheint bei etwa 3600 K orangerot, Rigel bei etwa 12 100 K blauweiß.

Heiße Körper leuchten, und ihre Farbe verrät die Temperatur

Erhitzt man einen Schürhaken im Feuer, glüht er zunächst dunkelrot, dann orange und schließlich gelbweiß. Für Sterne gilt dieselbe Regel. Jeder heiße Körper strahlt Licht vieler Wellenlängen ab. Je heißer er ist, desto kürzer ist die Wellenlänge, bei der er am stärksten strahlt. Diesen Zusammenhang beschreibt das wiensche Verschiebungsgesetz: Wellenlänge des Strahlungsmaximums = 2.898 Millionen Nanometer-Kelvin geteilt durch die Temperatur. Für die Sonne mit 5772 K ergibt das etwa 502 nm, also den blaugrünen Bereich des Spektrums.

Aber die Sonne ist doch nicht blaugrün. Die Kurve ist breit, und die Sonne strahlt auch reichlich rotes, gelbes und violettes Licht ab. Unsere Augen mischen das gesamte Spektrum zu Weiß. Gelb erscheint die Sonne vor allem am Horizont, wo die Luft blaues Licht herausstreut. Deshalb gibt es auch keine grünen Sterne. Ein Stern mit einem Maximum im Grünen strahlt zugleich stark im Roten und Blauen, und die Mischung erscheint weiß. Ein kühler Stern wie Beteigeuze mit etwa 3600 K hat sein Maximum bei ungefähr 805 nm im Infraroten. Der sichtbare Anteil seines Lichts ist daher vor allem rot und orange. Rigel mit etwa 12 100 K hat sein Maximum bei rund 240 nm im Ultravioletten und erscheint blauweiß.

Heißer bedeutet viel heller je Quadratmeter

Die Temperatur bestimmt auch, wie viel Licht jeder Quadratmeter der Oberfläche abgibt. Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz wächst die Strahlungsleistung je Fläche mit der vierten Potenz der Temperatur. Bei doppelter Temperatur strahlt jeder Quadratmeter 2⁴ = 16-mal so viel ab. Sirius A mit etwa 9900 K strahlt je Quadratmeter (9900 ÷ 5772)⁴ ≈ 8.7-mal so viel Licht ab wie die Sonne. Die gesamte Leuchtkraft ist diese Leistung je Fläche multipliziert mit der Oberfläche, die mit dem Quadrat des Radius wächst. Zusammen ergibt sich: Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften = Radius² × (Temperatur ÷ 5772)⁴. Die Anzeige im Modell verwendet genau diese Formel, auf der die nächsten Einheiten aufbauen.

In der Praxis messen Astronomen selten eine vollständige Spektralkurve, nur um eine Temperatur zu bestimmen. Schneller geht es mit zwei Aufnahmen durch Farbfilter: Einer lässt blaues Licht durch, der andere gelbgrünes „visuelles“ Licht. Man vergleicht die beiden Helligkeiten. Ihre Differenz heißt Farbindex und wird B−V geschrieben. Ein heißer Stern ist durch den Blaufilter heller und hat einen kleinen oder negativen Index; ein kühler Stern hat einen großen positiven Wert. Bei der Sonne beträgt B−V etwa 0.66, bei Arktur etwa 1.23 und bei Aldebaran etwa 1.54. Hat man den Zusammenhang zwischen Index und Temperatur anhand von Sternen mit gut untersuchten Spektren ermittelt, genügen zwei Aufnahmen, um die Temperatur Tausender Sterne zugleich abzuschätzen.

O, B, A, F, G, K, M

Zerlegt man Sternlicht in ein Spektrum, erscheinen dunkle Linien dort, wo Atome in der Sternatmosphäre bestimmte Farben absorbieren. Das Linienmuster hängt vor allem von der Temperatur ab. Am Harvard College Observatory vereinfachte Annie Jump Cannon ein älteres alphabetisches Schema zu sieben Klassen, geordnet von heiß nach kühl: O, B, A, F, G, K, M. Jede Klasse ist in zehn Unterklassen von 0 bis 9 aufgeteilt. Die Sonne mit G2 ist also etwas heißer als G5. Die Internationale Astronomische Union übernahm Cannons System 1922; es wird noch heute verwendet.