Messung der Farbe von Sternen

In der Astronomie erzählt die Farbe eines Sterns seine Geschichte. Die Messung der Farbe eines Sterns gibt den Astronomen selbst aus Hunderttausenden von Kilometern Entfernung immense Einblicke in seine Temperatur, sein Alter und seine Zusammensetzung. Durch die Messung der Wellenlängen von Sternen kann man ihre elementare Zusammensetzung und ihre Hauptbestandteile bestimmen.

Was ist astronomische Spektralphotometrie?

Spektralphotometrie ist ein Verfahren zur Messung der elektromagnetischen Wellenlängen einer Probe, um Informationen wie Farbe, chemische Zusammensetzung und Alter zu bestimmen. Jedes Element in einem Stern sendet eine eigene Wellenlänge elektromagnetischer Strahlung aus, so dass die Spektrophotometrie den Anteil von Wasserstoff, Helium und Spurenelementen in einem Stern untersuchen kann. Die astronomische Spektrophotometrie nutzt die Plancksche Kurve, um die Spitzenwellenlänge eines Sterns zu untersuchen und Komponenten seiner Zusammensetzung zu verstehen, die von der Erde aus nicht zu beurteilen sind.

Da Sterne in ihrem Kern durch Kernfusion angetrieben werden, halten sie während ihres gesamten Lebens ein ständiges dynamisches Gleichgewicht aufrecht und zeigen ihre Position im Lebenszyklus durch Farbe an. Aufgrund dieses einheitlichen Zeit- und Farbzyklus kann man das Alter eines Sterns anhand seines Farbtons bestimmen. Obwohl alle Sterne aufgrund ihrer Hauptwellenlänge im Farbspektrum weiß erscheinen, sind viele blau, gelb, rot und grün. Die folgenden Sternfarben entsprechen den aufgeführten Wärmewerten in Kelvin: 

• Blaue Sterne: 10.000-50.000 K
• Gelbe Sterne: 5.500 K
• Leuchtend rote Sterne: 3.500 K
• Dunkelrote Sterne: 2.500 K

Was kann mir die Farbe eines Sterns über die Entwicklung eines Sterns sagen?

Jeder Stern durchläuft im Laufe seines Lebens eine stellare Entwicklung, d. h. seine Temperatur, Größe und Farbe ändern sich mit zunehmendem Alter. Nachdem ein Nebel zu einem Stern geworden ist, durchläuft er eine Sequenz, in der er entweder zu einem gelben Stern niedriger oder mittlerer Masse oder zu einem weißen Stern hoher Masse wird. Gelbe Sterne mit geringer und mittlerer Masse werden dann zu roten Riesen, bevor sie sich in planetarische Nebel verwandeln und zu weißen Zwergen werden.

Im Stadium des planetarischen Nebels werden viele Sterne bläulich-grün. Massereiche Sterne wachsen von ihrer weißen Hauptreihe zu einem roten Überriesen heran, bevor sie zu einer Supernova und dann zu einem Schwarzen Loch werden. 

Viele Sterne verbleiben sechs bis 12 Billionen Jahre in ihrer Hauptreihe, bevor sie die Phase des Roten Riesen oder Überriesen durchlaufen. Andere Überriesensterne können jedoch aufgrund ihres erschöpften Wasserstoffvorrats schneller verbrennen und werden zu massiven Supernovae und Nebeln anstatt zu roten Überriesen. Auch wenn die Sternentwicklung nicht immer auf demselben Weg verläuft, kann die Farbe eines Sterns dennoch Aufschluss über seinen Wärmewert und sein Stadium in der Sternentwicklung geben.

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