Astronomie

Objekte im Universum senden eine enorme Bandbreite an elektromagnetischer Strahlung aus. Die Wissenschaftler nennen diesen Bereich das elektromagnetische Spektrum, das sie in verschiedene Kategorien unterteilt haben. Das Spektrum ist in Abbildung 1 dargestellt, mit einigen Informationen über die Wellen in jedem Teil oder Band.

Abbildung 1: Strahlung und Erdatmosphäre. Diese Abbildung zeigt die Bänder des elektromagnetischen Spektrums und wie gut die Erdatmosphäre sie durchlässt. Beachten Sie, dass hochfrequente Wellen aus dem Weltraum nicht bis zur Erdoberfläche vordringen und daher vom Weltraum aus beobachtet werden müssen. Einige Infrarot- und Mikrowellen werden von Wasser absorbiert und sind daher am besten aus großer Höhe zu beobachten. Niederfrequente Radiowellen werden von der Ionosphäre der Erde blockiert. (credit: Modifikation einer Arbeit von STScI/JHU/NASA)

Arten elektromagnetischer Strahlung

Elektromagnetische Strahlung mit den kürzesten Wellenlängen, die nicht länger als 0,01 Nanometer sind, werden als Gammastrahlen bezeichnet (1 Nanometer = 10-9 Meter; siehe in der Wissenschaft verwendete Einheiten). Der Name Gamma leitet sich vom dritten Buchstaben des griechischen Alphabets ab: Gammastrahlen waren die dritte Art von Strahlung, die von radioaktiven Atomen ausging, als Physiker erstmals deren Verhalten untersuchten. Da Gammastrahlen sehr viel Energie enthalten, können sie für lebendes Gewebe gefährlich sein. Gammastrahlung entsteht tief im Inneren von Sternen sowie bei einigen der gewaltigsten Phänomene im Universum, wie dem Sterben von Sternen und der Verschmelzung von Sternleichen. Gammastrahlen, die auf die Erde treffen, werden von unserer Atmosphäre absorbiert, bevor sie den Boden erreichen (was gut für unsere Gesundheit ist); daher können sie nur mit Instrumenten im Weltraum untersucht werden.

Elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen zwischen 0,01 Nanometer und 20 Nanometer wird als Röntgenstrahlung bezeichnet. Da Röntgenstrahlen energiereicher sind als sichtbares Licht, können sie zwar Weichgewebe, nicht aber Knochen durchdringen und ermöglichen es uns daher, Bilder von den Schatten der Knochen in unserem Inneren zu machen. Röntgenstrahlen können zwar ein kurzes Stück menschliches Fleisch durchdringen, werden aber durch die große Anzahl von Atomen in der Erdatmosphäre, mit denen sie wechselwirken, aufgehalten. Daher konnte sich die Röntgenastronomie (wie auch die Gammastrahlenastronomie) erst entwickeln, als wir Möglichkeiten erfanden, Instrumente über unsere Atmosphäre zu schicken (Abbildung 2).

Abbildung 2: Röntgenhimmel. Dies ist eine Karte des Himmels, die auf bestimmte Arten von Röntgenstrahlen abgestimmt ist (von oberhalb der Erdatmosphäre aus gesehen). Die Karte kippt den Himmel so, dass die Scheibe unserer Milchstraßengalaxie durch ihr Zentrum verläuft. Sie wurde aus Daten des europäischen Satelliten ROSAT erstellt und künstlich eingefärbt. Jede Farbe (rot, gelb und blau) zeigt Röntgenstrahlen mit unterschiedlichen Frequenzen oder Energien an. Rot umreißt zum Beispiel das Glühen einer heißen Gasblase in unserer Umgebung, die von einem oder mehreren explodierenden Sternen in unserer kosmischen Umgebung erzeugt wird. Gelb und Blau zeigen weiter entfernte Quellen von Röntgenstrahlung, wie die Überreste anderer explodierter Sterne oder das aktive Zentrum unserer Galaxie (in der Mitte des Bildes). (credit: modification of work by NASA)

Strahlung, die zwischen Röntgenstrahlen und sichtbarem Licht liegt, ist ultraviolett (d.h. mit höherer Energie als violett). Außerhalb der Wissenschaft wird ultraviolettes Licht manchmal als „schwarzes Licht“ bezeichnet, weil unsere Augen es nicht sehen können. Ultraviolette Strahlung wird größtenteils von der Ozonschicht der Erdatmosphäre abgeschirmt, aber ein kleiner Teil der ultravioletten Strahlen unserer Sonne dringt dennoch ein und kann beim Menschen Sonnenbrand oder, in extremen Fällen von Überexposition, Hautkrebs verursachen. Ultraviolettastronomie lässt sich auch am besten aus dem Weltraum betreiben.

Elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen zwischen etwa 400 und 700 nm wird als sichtbares Licht bezeichnet, weil dies die Wellen sind, die das menschliche Sehvermögen wahrnehmen kann. Dies ist auch der Bereich des elektromagnetischen Spektrums, der die Erdoberfläche am ehesten erreicht. Diese beiden Beobachtungen sind nicht zufällig: Die menschlichen Augen haben sich so entwickelt, dass sie die Wellen, die von der Sonne kommen, am effektivsten sehen können. Das sichtbare Licht durchdringt die Erdatmosphäre sehr gut, es sei denn, es wird vorübergehend durch Wolken blockiert.

Zwischen dem sichtbaren Licht und den Radiowellen liegen die Wellenlängen der Infrarot- oder Wärmestrahlung. Der Astronom William Herschel entdeckte Infrarot erstmals im Jahr 1800, als er versuchte, die Temperaturen der verschiedenen Farben des Sonnenlichts zu messen, die sich in einem Spektrum ausbreiten. Ihm fiel auf, dass sein Thermometer, wenn er es versehentlich über die röteste Farbe hinaus positionierte, immer noch eine Erwärmung registrierte, die auf eine unsichtbare, von der Sonne kommende Energie zurückzuführen war. Dies war der erste Hinweis auf die Existenz der anderen (unsichtbaren) Bereiche des elektromagnetischen Spektrums, auch wenn es noch viele Jahrzehnte dauern sollte, bis sich unser vollständiges Verständnis entwickelte.

Eine Wärmelampe strahlt hauptsächlich Infrarotstrahlung ab, und die Nervenenden in unserer Haut sind für diesen Bereich des elektromagnetischen Spektrums empfindlich. Infrarotwellen werden von Wasser- und Kohlendioxidmolekülen absorbiert, die in der Erdatmosphäre stärker konzentriert sind. Aus diesem Grund wird die Infrarotastronomie am besten von hohen Berggipfeln, hoch fliegenden Flugzeugen und Raumfahrzeugen aus betrieben.

Nach dem Infrarot kommen die bekannten Mikrowellen, die in der Kurzwellenkommunikation und in Mikrowellenherden verwendet werden. (Die Wellenlängen reichen von 1 Millimeter bis 1 Meter und werden von Wasserdampf absorbiert, was sie für die Erwärmung von Lebensmitteln geeignet macht.) Das Präfix „Mikro“ bezieht sich auf die Tatsache, dass Mikrowellen im Vergleich zu Radiowellen, den nächsten im Spektrum, klein sind. Sie erinnern sich vielleicht daran, dass Tee – der voller Wasser ist – in Ihrem Mikrowellenherd schnell erhitzt wird, während eine Keramiktasse – der das Wasser durch Backen entzogen wurde – im Vergleich dazu kühl bleibt.

Alle elektromagnetischen Wellen, die länger als Mikrowellen sind, werden als Radiowellen bezeichnet, aber diese Kategorie ist so breit gefächert, dass wir sie im Allgemeinen in mehrere Unterabschnitte unterteilen. Zu den bekanntesten gehören Radarwellen, die in Radarpistolen von Verkehrspolizisten zur Bestimmung der Geschwindigkeit von Fahrzeugen verwendet werden, und AM-Radiowellen, die als erste für den Rundfunk entwickelt wurden. Die Wellenlängen dieser verschiedenen Kategorien reichen von über einem Meter bis zu Hunderten von Metern, und andere Radiowellen können Wellenlängen von mehreren Kilometern haben.

Bei einer so großen Bandbreite von Wellenlängen interagieren nicht alle Radiowellen auf die gleiche Weise mit der Erdatmosphäre. FM- und TV-Wellen werden nicht absorbiert und können unsere Atmosphäre problemlos durchqueren. AM-Radiowellen werden von einer Schicht in der Erdatmosphäre absorbiert oder reflektiert, die Ionosphäre genannt wird (die Ionosphäre ist eine Schicht geladener Teilchen an der Spitze unserer Atmosphäre, die durch Wechselwirkungen mit Sonnenlicht und geladenen Teilchen, die von der Sonne ausgestoßen werden, entsteht).

Wir hoffen, dass dieser kurze Überblick einen starken Eindruck hinterlassen hat: Obwohl sichtbares Licht das ist, was die meisten Menschen mit Astronomie verbinden, ist das Licht, das unsere Augen sehen können, nur ein winziger Bruchteil des breiten Spektrums von Wellen, die im Universum erzeugt werden. Heute wissen wir, dass die Beurteilung eines astronomischen Phänomens nur anhand des Lichts, das wir sehen können, so ist, als würde man sich bei einer großen Dinnerparty unter dem Tisch verstecken und alle Gäste nur anhand ihrer Schuhe beurteilen. Hinter jedem Menschen verbirgt sich viel mehr, als wir unter dem Tisch sehen können. Es ist sehr wichtig, dass diejenigen, die heute Astronomie studieren, nicht zu „Chauvinisten des sichtbaren Lichts“ werden – dass sie nur die Informationen berücksichtigen, die sie mit ihren Augen sehen, während sie die Informationen ignorieren, die von Instrumenten gesammelt werden, die für andere Bereiche des elektromagnetischen Spektrums empfindlich sind.

Tabelle 1 fasst die Bereiche des elektromagnetischen Spektrums zusammen und zeigt die Temperaturen und typischen astronomischen Objekte, die jede Art von elektromagnetischer Strahlung aussenden. Einige der in der Tabelle aufgeführten Strahlungsarten mögen Ihnen zunächst unbekannt vorkommen, aber Sie werden sie im Laufe Ihres Astronomiekurses besser kennen lernen. Sie können zu dieser Tabelle zurückkehren, wenn Sie mehr über die Arten von Objekten lernen, die Astronomen untersuchen.

Strahlung und Temperatur

Einige astronomische Objekte emittieren hauptsächlich Infrarotstrahlung, andere hauptsächlich sichtbares Licht und wieder andere hauptsächlich ultraviolette Strahlung. Was bestimmt die Art der elektromagnetischen Strahlung, die von der Sonne, den Sternen und anderen dichten astronomischen Objekten ausgeht? Die Antwort ist oft ihre Temperatur.

Auf der mikroskopischen Ebene ist alles in der Natur in Bewegung. Ein Festkörper besteht aus Molekülen und Atomen, die sich in ständiger Schwingung befinden: Sie bewegen sich hin und her, aber ihre Bewegung ist viel zu klein, als dass unsere Augen sie wahrnehmen könnten. Ein Gas besteht aus Atomen und/oder Molekülen, die frei und mit hoher Geschwindigkeit umherfliegen, ständig aneinander stoßen und die umgebende Materie bombardieren. Je heißer ein Feststoff oder Gas ist, desto schneller bewegen sich seine Moleküle oder Atome. Die Temperatur einer Sache ist also ein Maß für die durchschnittliche Bewegungsenergie der Teilchen, aus denen sie besteht.

Diese Bewegung auf mikroskopischer Ebene ist für einen Großteil der elektromagnetischen Strahlung auf der Erde und im Universum verantwortlich. Wenn sich Atome und Moleküle bewegen und zusammenstoßen oder an ihrem Platz vibrieren, geben ihre Elektronen elektromagnetische Strahlung ab. Die Eigenschaften dieser Strahlung werden durch die Temperatur dieser Atome und Moleküle bestimmt. In einem heißen Material beispielsweise vibrieren die einzelnen Teilchen an Ort und Stelle oder bewegen sich bei Zusammenstößen schnell, so dass die ausgesandten Wellen im Durchschnitt energiereicher sind. Und denken Sie daran, dass Wellen mit höherer Energie auch eine höhere Frequenz haben. In sehr kühlem Material haben die Teilchen atomare und molekulare Bewegungen mit niedriger Energie und erzeugen daher Wellen mit geringerer Energie.

Strahlungsgesetze

Um die Beziehung zwischen Temperatur und elektromagnetischer Strahlung quantitativ besser zu verstehen, stellen wir uns ein idealisiertes Objekt vor, das als Schwarzer Körper bezeichnet wird. Ein solcher Gegenstand (im Gegensatz zu deinem Pullover oder dem Kopf deines Astronomielehrers) reflektiert oder streut keine Strahlung, sondern absorbiert die gesamte elektromagnetische Energie, die auf ihn fällt. Die absorbierte Energie führt dazu, dass die Atome und Moleküle des Objekts mit zunehmender Geschwindigkeit schwingen oder sich bewegen. Je heißer es wird, desto mehr elektromagnetische Wellen strahlt das Objekt ab, bis sich Absorption und Strahlung die Waage halten. Wir wollen ein solches idealisiertes Objekt besprechen, weil sich Sterne, wie Sie sehen werden, fast genauso verhalten.

Die Strahlung eines schwarzen Körpers hat mehrere Eigenschaften, wie in Abbildung 3 dargestellt. Das Diagramm zeigt die Leistung, die bei jeder Wellenlänge von Objekten unterschiedlicher Temperatur abgegeben wird. In der Wissenschaft bedeutet das Wort Leistung die Energie, die pro Sekunde abgegeben wird (und sie wird normalerweise in Watt gemessen, was Ihnen wahrscheinlich vom Kauf von Glühbirnen bekannt ist).

Abbildung 3: Strahlungsgesetze illustriert. Diese Grafik zeigt in willkürlichen Einheiten, wie viele Photonen bei jeder Wellenlänge für Objekte bei vier verschiedenen Temperaturen abgegeben werden. Die Wellenlängen, die dem sichtbaren Licht entsprechen, sind durch die farbigen Streifen dargestellt. Beachten Sie, dass bei höheren Temperaturen bei allen Wellenlängen mehr Energie (in Form von Photonen) abgegeben wird. Je höher die Temperatur ist, desto kürzer ist die Wellenlänge, bei der die höchste Energiemenge abgestrahlt wird (dies ist als Wiener Gesetz bekannt).

Zunächst ist festzustellen, dass die Kurven zeigen, dass unser Schwarzkörper bei jeder Temperatur Strahlung (Photonen) bei allen Wellenlängen (allen Farben) abgibt. Das liegt daran, dass in einem Festkörper oder einem dichteren Gas einige Moleküle oder Atome langsamer als der Durchschnitt schwingen oder sich zwischen den Zusammenstößen bewegen und einige schneller als der Durchschnitt. Wenn wir uns also die ausgesandten elektromagnetischen Wellen ansehen, finden wir ein breites Spektrum an Energien und Wellenlängen. Bei der durchschnittlichen Schwingungs- oder Bewegungsrate (der höchste Teil jeder Kurve) wird mehr Energie abgegeben, aber bei einer großen Anzahl von Atomen oder Molekülen wird bei jeder Wellenlänge etwas Energie festgestellt.

Zweitens ist zu beachten, dass ein Objekt mit einer höheren Temperatur bei allen Wellenlängen mehr Energie abgibt als ein kühleres. In einem heißen Gas (die höheren Kurven in Abbildung 3) haben die Atome zum Beispiel mehr Zusammenstöße und geben mehr Energie ab. In der realen Welt der Sterne bedeutet dies, dass heißere Sterne bei jeder Wellenlänge mehr Energie abgeben als kühlere Sterne.

Drittens zeigt das Diagramm, dass je höher die Temperatur, desto kürzer die Wellenlänge ist, bei der die maximale Leistung abgestrahlt wird. Eine kürzere Wellenlänge bedeutet eine höhere Frequenz und Energie. Es macht also Sinn, dass heiße Objekte einen größeren Teil ihrer Energie bei kürzeren Wellenlängen (höheren Energien) abgeben als kühle Objekte. Vielleicht haben Sie Beispiele für diese Regel im Alltag beobachtet. Wenn ein Brenner auf einem Elektroherd auf niedrige Stufe eingestellt ist, gibt er nur Wärme ab, also Infrarotstrahlung, aber kein sichtbares Licht. Wird der Brenner auf eine höhere Temperatur eingestellt, beginnt er mattrot zu glühen. Bei einer noch höheren Einstellung leuchtet er in einem helleren Orangerot (kürzere Wellenlänge). Bei noch höheren Temperaturen, die mit gewöhnlichen Öfen nicht erreicht werden können, kann Metall leuchtend gelb oder sogar blau-weiß erscheinen.

Mit diesen Ideen können wir eine Art „Thermometer“ zur Messung der Temperatur von Sternen entwickeln. Da viele Sterne den größten Teil ihrer Energie in Form von sichtbarem Licht abgeben, ist die Farbe des Lichts, das das Erscheinungsbild eines Sterns dominiert, ein grober Indikator für seine Temperatur. Wenn ein Stern rot und ein anderer blau leuchtet, welcher Stern hat dann die höhere Temperatur? Da Blau die Farbe mit der kürzeren Wellenlänge ist, ist es das Zeichen für einen heißeren Stern. (Beachten Sie, dass die Temperaturen, die wir in der Wissenschaft mit verschiedenen Farben assoziieren, nicht die gleichen sind wie die, die Künstler verwenden. In der Kunst wird Rot oft als „heiße“ Farbe bezeichnet und Blau als „kühle“ Farbe. Ebenso sehen wir häufig rot auf Wasserhähnen oder Klimaanlagen, um heiße Temperaturen anzuzeigen, und blau, um kalte Temperaturen anzuzeigen. In der Natur ist es genau umgekehrt.)

Wir können ein genaueres Sternthermometer entwickeln, indem wir messen, wie viel Energie ein Stern bei jeder Wellenlänge abgibt, und Diagramme wie in Abbildung 3 erstellen. Die Lage der Spitze (oder des Maximums) in der Leistungskurve eines jeden Sterns kann uns seine Temperatur verraten. Die durchschnittliche Temperatur an der Oberfläche der Sonne, also dort, wo die Strahlung, die wir sehen, emittiert wird, beträgt 5800 K. (In diesem Text verwenden wir die Kelvin- oder absolute Temperaturskala. Auf dieser Skala gefriert Wasser bei 273 K und kocht bei 373 K. Alle molekularen Bewegungen enden bei 0 K. Die verschiedenen Temperaturskalen werden in Einheiten in der Wissenschaft beschrieben). Es gibt Sterne, die kälter als die Sonne sind, und Sterne, die heißer als die Sonne sind.

Die Wellenlänge, bei der die maximale Leistung abgestrahlt wird, lässt sich nach der Gleichung

\displaystyle{\lambda}_{\text{max}}=\frac{3\times {10}^{6}}{T}

berechnen, wobei die Wellenlänge in Nanometern (ein Milliardstel Meter) und die Temperatur in K angegeben ist. Diese Beziehung wird als Wiensches Gesetz bezeichnet. Bei der Sonne liegt die Wellenlänge, bei der die maximale Energie abgestrahlt wird, bei 520 Nanometern, d. h. in der Nähe der Mitte des Teils des elektromagnetischen Spektrums, der als sichtbares Licht bezeichnet wird. Die charakteristischen Temperaturen anderer astronomischer Objekte und die Wellenlängen, bei denen sie die meiste Energie aussenden, sind in Tabelle 1 aufgeführt.

Da die Spitzenwellenlänge dieses Sterns bei einer kürzeren Wellenlänge (im ultravioletten Teil des Spektrums) liegt als die unserer Sonne (im sichtbaren Teil des Spektrums), sollte es nicht überraschen, dass seine Oberflächentemperatur viel heißer ist als die unserer Sonne.

Wir können unsere Beobachtung, dass heißere Objekte bei allen Wellenlängen mehr Leistung abstrahlen, auch in mathematischer Form beschreiben. Wenn wir die Beiträge aus allen Teilen des elektromagnetischen Spektrums zusammenzählen, erhalten wir die Gesamtenergie, die ein Schwarzer Körper aussendet. Was wir normalerweise von einem großen Objekt wie einem Stern messen, ist der Energiefluss, also die pro Quadratmeter abgestrahlte Leistung. Das Wort flux bedeutet hier „Fluss“: Wir interessieren uns für den Energiefluss in einem Gebiet (wie die Fläche eines Teleskopspiegels). Es stellt sich heraus, dass der Energiestrom eines schwarzen Körpers bei einer Temperatur T proportional zur vierten Potenz seiner absoluten Temperatur ist. Diese Beziehung ist als Stefan-Boltzmann-Gesetz bekannt und kann in Form einer Gleichung geschrieben werden als

F=\sigma{T}^{4}

wobei F für den Energiestrom steht und σ (griechischer Buchstabe sigma) eine konstante Zahl ist (5,67 × 108).

Beachten Sie, wie beeindruckend dieses Ergebnis ist. Würde man die Temperatur eines Sterns erhöhen, hätte das enorme Auswirkungen auf die von ihm abgestrahlte Energie. Wäre die Sonne zum Beispiel doppelt so heiß, das heißt, sie hätte eine Temperatur von 11.600 K, würde sie 24 oder 16 Mal mehr Energie abstrahlen als jetzt. Eine Verdreifachung der Temperatur würde die Leistung um das 81-fache erhöhen. Heiße Sterne strahlen wirklich eine enorme Menge an Energie ab.

Glossar

Schwarzkörper: ein idealisiertes Objekt, das alle elektromagnetische Energie absorbiert, die auf es fällt

elektromagnetisches Spektrum: die gesamte Palette oder Familie elektromagnetischer Wellen, vom Radio bis zur Gammastrahlung

Energiefluss: Die Energiemenge, die pro Sekunde durch eine Flächeneinheit (z. B. 1 Quadratmeter) hindurchgeht; die Einheit des Flusses ist Watt pro Quadratmeter

Gammastrahlen: Photonen (elektromagnetischer Strahlung) mit einer Wellenlänge von höchstens 0.01 Nanometer; die energiereichste Form der elektromagnetischen Strahlung

Infrarot: elektromagnetische Strahlung der Wellenlänge 103-106 Nanometer; länger als die längsten (roten) Wellenlängen, die vom Auge wahrgenommen werden können, aber kürzer als Radiowellen

Mikrowelle: elektromagnetische Strahlung der Wellenlängen von 1 Millimeter bis 1 Meter; länger als Infrarot, aber kürzer als Radiowellen

Radiowellen: alle elektromagnetischen Wellen, die länger als Mikrowellen sind, einschließlich Radarwellen und AM-Radiowellen

Stefan-Boltzmann-Gesetz: eine Formel, mit der die Rate, mit der ein Schwarzer Körper Energie abstrahlt, berechnet werden kann; die Gesamtrate der Energieemission aus einer Flächeneinheit eines Schwarzen Körpers ist proportional zur vierten Potenz seiner absoluten Temperatur: F = σT4

Ultraviolett: elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen von 10 bis 400 Nanometern; kürzer als die kürzesten sichtbaren Wellenlängen

Sichtbares Licht: elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen von etwa 400-700 Nanometern; sichtbar für das menschliche Auge

Wiensches Gesetz: Formel, die die Temperatur eines schwarzen Körpers mit der Wellenlänge in Beziehung setzt, bei der er die größte Strahlungsintensität aussendet

Röntgenstrahlung: elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen zwischen 0.01 Nanometer und 20 Nanometer; liegt zwischen der ultravioletten Strahlung und der Gammastrahlung