Die Leuchtkraft der Sterne - Panorama

Jeder Lichtkörper gibt Lichtstrahlen ab, die sich in gewissem Sinne in Form von dünnen Lichtfäden äußern, die sich nach überall hin ausbreiten. Das bedeutet, dass sich diese Lichtstrahlen auf immer größerem Raum ausdünnen, je weiter wir von der Quelle entfernt sind. Damit erreichen immer weniger Lichtstrahlen die Netzhaut des Betrachters. Das kann man auch etwas genauer quantifizieren, und zwar verteilt sich diese Strahlung im Raum über eine Fläche, die mit dem Abstandsquadrat zunimmt. Der Logarithmus beginnt hier eine Rolle zu spielen. Vielleicht erinnern sich viele mit Grauen an den Logarithmus, da viele Schüler und Studenten unter dieser Rechenart doch sehr zu leiden hatten. Der Logarithmus ist ja dazu da, um zum Beispiel einen Exponenten auszurechnen, also Logarithmus zur Basis 10 zum Beispiel von einer bestimmten Zahl, die dann den jeweiligen Exponenten ergibt. Und das ist einfach eine umgekehrte Schreibweise von der Exponentialschreibweise, die mit der Physiognomie zusammenhängen sowie mit den Sinneseindrücken zu tun hat, also mit der so genannten Psychophysik. Natürlich muss erst einmal ein gewisser Schwellwert überwunden werden, damit wir überhaupt irgendwas beim Schauen mitbekommen. Wenn das Objekt zu dunkel ist, dann kriegen wir davon gar nichts mit. Der Himmelskörper muss eine bestimmte Grundhelligkeit haben. Daraufhin ergibt sich die Frage, wie ein Objekt zu sehen ist. In welcher Art Helligkeit würde der Beobachter nun das Objekt in eine Schublade einsortieren? Und der Erste, der sich da Gedanken gemacht hatte, war Hipparch von Nicäa, ein griechischer Wissenschaftler in der Antike. Hipparchos von Nicäa, zu deutsch Hipparch, geboren um 190 v. Chr. in Nicäa, gestorben um 120 v. Chr. wahrscheinlich auf Rhodos war der bedeutendste griechische Astronom seiner Zeit. Er gilt als Begründer der wissenschaftlichen Astronomie und stellte auch als Geograf (er ersann etwa eine Methode, um Positionen auf der Erde mittels geografischer Breite und Länge zu ermitteln) und Mathematiker (als solcher gilt Hipparch als Vater der modernen Trigonometrie) bahnbrechende und heute noch aktuelle Lehrsätze auf. Hipparch berechnete u. a. den bis dahin besten Sternkatalog mit den Orten und Helligkeiten von etwa 900 Sternen und entwarf die zugehörige Sternkarte. Hipparch meinte, dass er die Sterne am Himmel grob in 6 verschiedene Schubladen einsortieren könnte. Von der ersten bis zur sechsten Größe ermittelte er die Zuteilung der Himmelskörper je nach Helligkeit einem logarithmischen Gesetz zu. Es wird angenommen, dass er durch den Kontakt mit babylonischen Astronomen inspiriert wurde, die Zugang zu Jahrhunderten genauer Beobachtungen hatten. Die Babylonier waren nicht daran interessiert, die dreidimensionale Struktur des Sonnensystems zu modellieren, aber aufgrund ihres Glaubens an himmlische Omen machten sie genaue Beobachtungen und entwickelten mathematische Methoden, um den Zeitpunkt von Ereignissen wie Mondfinsternissen zu modellieren und vorherzusagen. Mit dem Aufkommen von Hipparchus verband sich diese Tradition mit dem griechischen geometrischen Ansatz und die moderne Astronomie begann. Sehr genaue Beobachtungen Babylonische Astronomen hatten zuvor die Position bestimmter Sterne um den Tierkreis herum gemessen – Sternbilder, die sich entlang der Ekliptik befinden – die jährliche Bahn der Sonne relativ zu Fixsternen, wie sie von der Erde aus gesehen werden. Aber Hipparchos war der erste, der die Position der Sterne anhand von zwei Koordinaten bestimmte und eine Karte der Sterne am gesamten Himmel erstellte. Forscher glauben, dass die ursprüngliche Liste von Hipparch Sichtungen von fast jedem sichtbaren Stern am Himmel enthalten haben muss. Die Beobachtungen des Hipparch scheinen viel genauer zu sein: Die bisher abgelesenen Koordinaten stimmen auf ein Grad genau. Hipparch benutzte den Himmelsäquator – ein System, das in modernen Sternkarten heute noch vorkommt. Wenn Astronomen ein Teleskop verwenden, um Bilder von Himmelsobjekten zu machen, platzieren sie oft spezielle Glasstücke, sogenannte Filter, in den Lichtweg. So wie ein Kaffeefilter Kaffee durchlässt und alles blockiert, was kein Kaffee ist, lässt ein astronomischer Filter Licht bestimmter Wellenlängen durch und blockiert andere Wellenlängen. Dies ermöglicht Astronomen, bestimmte Lichtfarben von Himmelsquellen zu untersuchen. Astronomische Filter bestehen aus farbigem Glas und messen normalerweise etwa einen Quadratzoll (entspricht 6,4516 cm²). Die verschiedenen Filter Zwei wichtige Arten von Filtern sind Breitbandfilter und Schmalbandfilter. Schmalbandfilter lassen, wie der Name schon sagt, nur einen kleinen Wellenlängenbereich des Lichts durch. Sie werden häufig verwendet, um Licht zu untersuchen, das von bestimmten Elementen wie Wasserstoff oder Sauerstoff emittiert wird. Breitbandfilter hingegen isolieren einen großen Wellenlängenbereich des Lichts. Im Bereich des Spektrums nahe dem sichtbaren Licht tragen die am häufigsten verwendeten Breitbandfilter die Namen U, B, V, R und I. Der U-Filter steht für Ultraviolett und lässt Licht mit Wellenlängen zwischen etwa 320 Nanometer (nm) und 400 nm durch. Somit ist das U-Band etwa 100 nm breit. Der B-Filter ist für Blau und filtert Licht mit Wellenlängen zwischen etwa 400 nm und 500 nm. Ebenso stehen die V-, R- und I-Filter für sichtbares, rotes bzw. infrarotes Licht, und ihre jeweiligen Wellenlängenbereiche sind ungefähr 500 nm bis 700 nm für V, 550 nm bis 800 nm für R und 700 nm bis 900 nm für ICH. Das System wurde erstmals in den 1950er Jahren am McDonald Observatory mit dem 0,9-Meter-Teleskop entwickelt und umfasste die UBV-Filter. Heute ist das UBVRI-Filtersystem zum Standard in der Astronomie geworden. Viele Astronomen verwenden diese Filter für verschiedenste Forschungsprojekte. Filter, die für astronomische Beobachtungen verwendet werden, wie diese, werden oft aufgesetzt, um die Zusammensetzung von Licht zu messen. Leuchtkraft ist nicht Helligkeit Die Leuchtkraft hat die Dimension einer Leistung, Energie pro Zeit, und ist in der Astronomie eine besonders wichtige Zustandsgröße. Im Speziellen ist die Leuchtkraft wesentlich, um in der Stellarphysik Sterne zu charakterisieren. Aber Leuchtkräfte geben die Astronomen für alle möglichen kosmischen Objekte an, auch für Galaxien. Die typische Einheit der Leuchtkraft ist in der Astronomie erg/s (erg ist eine Maßeinheit des cgs-Einheitensystems für die Energie), weil vor allem Theoretiker das cgs-System (in diesem System ist die Längeneinheit in Zentimetern (cm), die Masse in Gramm (g) und die Zeiteinheit in Sekunde (s) ausgedrückt) bevorzugen. Die Leuchtkraft (engl. luminosity) ist von der Definition der Helligkeit zu unterscheiden. Oft beziehen die Astronomen die Leuchtkraft auf einen bestimmten Spektralbereich und sprechen beispielsweise von Radioleuchtkraft, Röntgenleuchtkraft oder Gammaleuchtkraft. Auch werden – etwas seltener – Leuchtkräfte auf Teilchen bezogen, z.B. Neutrinoleuchtkraft. Die bolometrische Leuchtkraft, also die Leuchtkraft integriert über alle Spektralbereiche, folgt aus der bolometrischen Helligkeit. Bei beiden Größen gibt es jedoch große Unsicherheiten zur exakten Bestimmung. Die Leuchtkraft von Sternen folgt aus Sternmodellen. Eine fundamentale Gleichung der Stellarphysik setzt die Leuchtkraft einer Massenschale bekannter Dicke und Dichte in Bezug zur Energieproduktion in dieser Schale. Kennt man die Energieproduktion (Energie pro Masse und pro Zeiteinheit) in Abhängigkeit von Dichte, Temperatur und chemischer Zusammensetzung, so lässt sich diese Gleichung über die Massenschale des Sterns integrieren und liefert die Leuchtkraft dieser Schale.