7.1. Kleines Lexikon vom Licht

Licht, wie wir es nennen, ist nichts anderes als elektromagnetische Strahlung. Wenn ihre Wellenlänge innerhalb eines bestimmten Bereichs liegt, wird sie für das menschliche Auge sichtbar und somit zu »Licht«. Jede Wellenlänge wird vom Auge als eine andere Farbe wahrgenommen – so verläuft das sichtbare Licht von Violett-Blau bei etwa 390 Nanometern über Grün bei ca. 510 nm, Orange bei ca. 600 nm bis zu Dunkelrot bei etwa 740 nm. Der Bereich des sichtbaren Lichts ist in Farbabbildung 7.A schematisch dargestellt. Die Farben des Regenbogens zeigen somit die ganze Bandbreite an Wellenlängen, die wir mit dem Auge wahrnehmen können. Wenn Licht von allen diesen Farben gleichzeitig auftritt, wird es als weiß empfunden, da es nichts weiter als eine Komposition aller Wellenlängen ist.

Abb. 7.B

Elektromagnetische Strahlung tritt aber auch in anderen Wellenlängenbereichen auf. Wir alle kennen die sogenannten Röntgenstrahlen, mit denen Knochen im Körper sichtbar gemacht werden können, Mikrowellenstrahlung aus der Küche, Radiowellen und auch Infrarotstrahlung, die wir z.B. von einem Feuer kommend als Wärme fühlen können. Ultraviolette Strahlen können ebenfalls nicht gesehen werden, aber nach einem Sonnenbrand sind die Folgen einer solchen Bestrahlung schmerzhaft zu spüren. Abbildung 7.1 zeigt den gesamten Wellenlängenbereich mit den verschiedenen Strahlungsarten.

Abb. 7.1 : Das elektromagnetische Spektrum vom Gammastrahlenbereich über das sichtbare Licht zu langen Radiowellen. Wie durchsichtig die Erdatmosphäre bei verschiedenen Wellenlängen ist, wird oben illustriert. Für viele Beobachtungen sind deswegen Weltraumteleskope nötig.

Die Wellenlänge bestimmt also das Verhalten von elektromagnetischer Strahlung, die ab jetzt vereinfachend als Licht bezeichnet wird, unabhängig davon, um welche Wellenlänge es sich handelt. Licht besitzt gleichzeitig eine Wellen- und eine Teilchennatur. Je nach Wellenlänge besitzen die Photonen, also die Licht-Teilchen, eine bestimme Energie. Da entweder die Wellenlänge oder die Frequenz von Licht gemessen werden kann, kann so auf die Energie geschlossen werden. Energiereicheres Licht hat kürzere Wellenlängen und somit eine höhere Frequenz. Langwelliges, energieärmeres Licht besitzt dementsprechend niedrigere Frequenzen. Generell kann Licht durch seine Wellenlänge, Intensität, Ausbreitungsrichtung und -geschwindigkeit beschrieben werden. Die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum mit etwa 300 000 km/s ist dabei eine bekannte Naturkonstante. Nichts bewegt sich schneller als Licht im Vakuum. Fast alle kosmischen Objekte senden elektromagnetische Strahlung über einen weiten Wellenlängen- bzw. Energiebereich aus, der auch sichtbares Licht beinhaltet. Mit unterschiedlichen Arten von Teleskopen können diese verschiedenen Wellenlängen beobachtet werden – auch weit außerhalb des sichtbaren Bereichs.

Der Begriff »Körper« steht im Folgenden für alle Objekte – denn wie sich zeigt, »leuchtet« alles auf die eine oder andere Weise um uns herum. Die Temperatur eines Körpers bestimmt, welche Art von elektromagnetischer Strahlung hauptsächlich ausgesendet wird, also welche Wellenlängen das von ihm ausgehende Licht besitzt. Dies bedeutet, dass ein kühlerer Körper hauptsächlich, aber nicht ausschließlich bei längeren Wellenlängen als ein heißerer Körper strahlt. Mit ansteigender Temperatur verschiebt sich die Verteilung des Lichts dann aber zu kürzeren Wellenlängen.

Ein weiteres Beispiel ist der Mensch. Mit 37 Grad C ist ein Mensch ein relativ kalter Körper. Aber auch er strahlt – im langwelligen Infrarotbereich bei 10 000 nm oder 10 Mikrometer. Nachtsichtgeräte sind so konzipiert, dass sie genau in diesem Wellenlängenbereich funktionieren. Auch Feuerwerkskörper strahlen in diesem Bereich. Bei Beobachtungen auf dem Mauna Kea-Berg in Hawaii während des 4. Juli, des Nationalfeiertags der USA, beobachteten meine Kollegen und ich aus 4200 m Höhe neben den Sternen auch das am Strand vor sich gehende Feuerwerk mit einem Nachtsichtgerät. Denn Feuer strahlt hauptsächlich im infraroten und nur relativ wenig im sichtbaren Bereich. Herkömmliche Glühbirnen strahlen ebenfalls im infraroten Bereich und geben nur ca. 10% ihrer Energie als sichtbares Licht ab. Das erklärt, warum sie immer so warm werden und warum Energiesparlampen, die weniger im Infraroten strahlen, so viel energiesparender sind.

Wie kann diese Regel jetzt auf die Sternbeobachtung übertragen werden? Ein Stern strahlt genauso wie jeder andere Körper – verschieden stark bei verschiedenen Wellenlängen, gemäß einer charakteristischen Energieverteilung. Das Maximum dieser Energieverteilung ist ein Maß für die Oberflächentemperatur des Sterns. Abbildung 7.2 illustriert das Beispiel unserer Sonne, die eine Temperatur von 5500 Grad C hat. Die 5500 Grad heiße Oberfläche der Sonne strahlt die meiste Energie etwa in der Mitte des sichtbaren Wellenlängenbereichs bei rund 500 nm, also im blau-grünen Bereich ab. Insgesamt können wir allerdings nur 40% des Sonnenlichts mit unseren Augen wahrnehmen. Die restlichen 60% werden in anderen Wellenlängenbereichen abgestrahlt, wie in der Abbildung erkennbar ist.

Abb. 7.2: Die spektrale Energieverteilung von Sternen mit verschiedenen Oberflächentemperaturen. Das Maximum jeder Verteilung verschiebt sich bei kühlen Temperaturen zu größeren Wellenlängen. Die Sonne hat mit 5500 Grad C ihre maximale Intensität etwa in der Mitte des sichtbaren Wellenlängenbereichs.

Kühlere Rote Riesensterne strahlen ihre Energie überwiegend im roten und infraroten Bereich ab, also bei größeren Wellenlängen als die Sonne. Wenn die Sonne ein Roter Riese und kühler wäre, würde sie auch hauptsächlich rotes Licht aussenden. Hier sollte angemerkt werden, dass die Sonne natürlich nicht jeden Abend und Morgen beim Sonnenuntergang und -aufgang zum kühlen Roten Riesen wird, nur weil sie uns zu diesen Zeiten intensiv rot erscheint. In diesen Fällen sorgt der Staub in der Erdatmosphäre dafür, dass der blaue Lichtanteil auf dem Weg zu uns »weggestreut« wird und nur der gelb-rote Teil übrig bleibt. Dieser Effekt hat also nichts mit dem Wellenlängenbereich des Lichts zu tun, mit dem die Sonne selbst strahlt.

Mit speziellen Filtern kann man einen Stern in bestimmten Wellenlängenbereichen gezielt beobachten und dort seine Helligkeit messen. So erscheint ein Roter Riese im ultravioletten Bereich sehr viel schwächer als im roten Bereich, da der Stern im dazugehörigen kurzwelligen Bereich nur gering strahlt. Abbildung 7.2 zeigt die sogenannte spektrale Energieverteilung eines Sterns. Die Differenz zweier über gewisse Wellenlängenbereiche gemittelter Helligkeiten wird als »Farbe« bezeichnet. Diese Farben verraten, wie steil die Energieverteilungskurve ist und welche Temperatur der Stern hat. Die Temperatur verrät wiederum Fakten zum Entwicklungsstadium des Sterns und zu seinen Eigenschaften.

Die Helligkeit eines Sterns wird in der Astronomie in sogenannten Magnituden oder Größenklassen angegeben. Nach der historischen Definition gehören die hellsten Sterne zur ersten Größenklasse und die schwächsten, gerade noch mit bloßem Auge sichtbaren Sterne zur sechsten. Merkwürdigerweise bedeutet dies, dass schwächere Sterne eine größere scheinbare Magnitude am Himmel haben. Ausgehend von dieser historischen Festlegung besagt die moderne Definition, dass die Helligkeit zweier Sterne, die sich in beobachteter Lichtintensität um den Faktor 100 unterscheiden, um 5 Magnituden verschieden ist. Dadurch bekommen der Vollmond und die Sonne negative scheinbare Helligkeiten, nämlich –13^m und –27^m, da sie wesentlich heller als die Sterne sind, auf denen das System ursprünglich basierte. Sirius, der hellste Stern am Himmel, hat –1^m, Jupiter hat –3^m, und die Venus, unser Abend- oder auch Morgenstern, hat –5^m. Die Venus erscheint somit 40 Mal heller als der Sirius, die Sonne leuchtet sogar etwa 15 Milliarden Mal heller als Sirius.

Es gibt viele verschiedene Methoden, um das Licht der Sterne eingehend zu analysieren. Aber eines haben sie alle gemeinsam: Sie basieren auf Daten, die mit Teleskopen aufgenommen wurden. Grundsätzlich lassen sich dabei zwei Arten von astronomischen Beobachtungen unterscheiden: Das Abfotografieren des Himmels dient der Messung der Sternhelligkeiten und positiven Positionen. Und die Spektroskopie ermöglicht die Aufspaltung des Lichts über große Wellenlängenbereiche in ein sogenanntes Spektrum. Diese Art der Lichtanalyse ermöglicht die Bestimmung der physikalischen Eigenschaften des Objekts, wie Temperatur, Druck, chemische Zusammensetzung und Geschwindigkeit im Raum.