Wer einen Stern verstehen will, muss seinen Spektraltyp kennen. Die Sonne ist ein Stern vom Typ “G2V”. Aber was bedeutet das? Und wie teilt man Sterne überhaupt in verschiedene Klassen ein? Genau das ist das Thema der neuen Folge der Sternengeschichten. Und am Ende hat man dann auch verstanden, was die seltsame Abfolge der Buchstaben OBAFGKM zu bedeuten hat.
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Transkription
Unsere Sonne ist ein Stern. Aber Stern ist nicht gleich Stern. Es gibt große Sterne und kleine Sterne. Es gibt helle Sterne und weniger helle Sterne. Es gibt heiße Sterne und kühle Sterne. Es gibt jede Menge verschiedene Arten von Sternen und wenn man sie verstehen und vernünftig untersuchen will, dann braucht man ein System, um sie irgendwie zu sortieren. So ein System haben die Astronomen natürlich entwickelt und die Sonne ist darin nicht einfach nur ein Stern, sondern ein Stern vom Typ G2V. Und wer weiß, wie das System funktioniert kann allein aus dieser Bezeichnung schon viel über die Eigenschaften der Sonne lernen.
Also schauen wir uns die Sache mal genauer an. Es gibt zwei grundlegende Kategorien, die man beachten muss. Da ist zuerst einmal die Spektralklasse des Sterns. Wie der Name schon sagt, basiert sie auf dem Spektrum eines Sterns. Schon Isaac Newton wusste, dass man Sonnenlicht durch ein speziell geformtes Stück Glas scheinen lassen kann und wenn es am anderen Ende heraus kommt, ist es kein normales weißes Licht mehr, sondern ein bunter Regenbogen voller Farben. Das liegt daran, dass das Licht der Sonne – oder eines jeden anderen Sterns – eine Mischung aus vielen verschiedenen Farben ist. Das Licht jeder Farbe hat eine andere Wellenlänge und die Wellenlänge bestimmt, wie stark das Licht beim Durchgang durch das Glas gebremst und abgelenkt wird. Blaues Licht wird dabei stärker abgelenkt als gelbes Licht und beide Farben werden stärker gebrochen als rotes Licht. All die Farben, die zuerst zusammengemischt waren sind hinter dem Glas schön nebeneinander aufgereiht und bilden den Regenbogen, den man “Spektrum” nennt.
Schaut man sich das Spektrum der Sonne ganz genau an, dann erkennt man darin einige dunkle Linien. Einige Farben scheinen zu fehlen und das liegt daran, dass sie tatsächlich fehlen. Entdeckt hat das der deutsche Optiker Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813; erklären konnten es erst die Physiker Robert Bunsen und Gustav Kirchhoff im Jahrf 1859. Sie fanden heraus, dass die Atome verschiedener chemischer Elemente jeweils eine ganz bestimmte Wellenlänge des Lichts blockieren. Wenn Sonnenlicht also auf dem Weg aus ihrem Inneren durch das ganze heiße Gas scheint, aus dem sie besteht, dann trifft es dabei auch auf die ganzen Atome all der Elemente aus denen die Sonne besteht. Jedes Element blockiert einen bestimmten Teil, der dann fehlt, wenn das Licht hinaus ins All und Richtung Erde scheint. Eine genaue Analyse dieser sogenannten Spektrallinien erlaubt es den Astronomen also, herauszufinden, woraus so ein Stern besteht.
Man kann damit aber noch viel mehr anstellen. Ein Atom kann deswegen einen ganz bestimmten Teil des Lichts blockieren, weil es von einer Hülle aus Elektronen umgeben ist. Licht trifft auf die Elektronen und kann von ihnen absorbiert werden. Allerdings nur, wenn es genau die passende Wellenlänge hat und was “passend” bedeutet, hängt von der Anzahl der Elektronen ab und der Art und Weise, wie sie den Kern des Atoms umgeben. Anzahl und Anordnung unterscheiden sich für die einzelnen chemischen Elemente. Sie hängen aber zum Beispiel auch von der Umgebungstemperatur ab. Je heißer es ist, desto mehr Energie können die Elektronen aufnehmen und benutzen, um ihre Konfiguration zu verändern. Aus Experimenten im Labor weiß man sehr genau, wie sich die Elektronen eines Elements verändern, wenn sich die Temperatur verändert und welche Wellenlänge des Lichts sie jeweils blockieren. Man muss jetzt also nur noch nachschauen, welche Spektrallinien man im Stern findet und kann so herausfinden, wie heiß es dort ist.
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