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Lässt man Licht (insbesondere [[Sonnenlicht]]) durch einen engen [[Schlitzblende|Spalt]] auf ein [[Prisma (Optik)|Prisma]] oder auf ein [[Beugungsgitter]] fallen, so wird der Lichtstrahl in seine einzelnen Farbbereiche – das so genannte [[Lichtspektrum|Spektrum]] – zerlegt. | Lässt man Licht (insbesondere [[Sonnenlicht]]) durch einen engen [[Schlitzblende|Spalt]] auf ein [[Prisma (Optik)|Prisma]] oder auf ein [[Beugungsgitter]] fallen, so wird der Lichtstrahl in seine einzelnen Farbbereiche – das so genannte [[Lichtspektrum|Spektrum]] – zerlegt. | ||
Als '''Sternspektrum''' wird das Spektrum eines ''punktförmig'' erscheinenden [[Gestirn]]s bezeichnet. Seine Erzeugung erfordert nicht unbedingt eine Spaltblende, weil das ins [[astronomisches Fernrohr|astronomische Fernrohr]] fallende Lichtbündel praktisch parallel ist, doch ist ein seitliches Auffächern des Lichtbündels günstig (siehe auch [[Kollimator]]). Durch Anbringen eines flachen Prismas ''vor'' dem [[Objektiv (Optik)|Objektiv]] erhält man kurze Sternspektren eines ganzen [[ | Als '''Sternspektrum''' wird das Spektrum eines ''punktförmig'' erscheinenden [[Gestirn]]s bezeichnet. Seine Erzeugung erfordert nicht unbedingt eine Spaltblende, weil das ins [[astronomisches Fernrohr|astronomische Fernrohr]] fallende Lichtbündel praktisch parallel ist, doch ist ein seitliches Auffächern des Lichtbündels günstig (siehe auch [[Kollimator]]). Durch Anbringen eines flachen Prismas ''vor'' dem [[Objektiv (Optik)|Objektiv]] erhält man kurze Sternspektren eines ganzen [[Sternfeld]]es, die eine grobe Feststellung der „[[Spektralklasse]]n“ (Farbtemperatur) der fotografierten Sterne gestattet. | ||
Ein gut aufgelöstes Sternspektrum kann nicht nur als farbiges Band, sondern auch als mathematische [[Funktion (Mathematik)|Funktion]] angesehen werden, welche die [[Intensität (Physik)|Intensität]] des beobachteten [[Licht]]s in Abhängigkeit von der [[Wellenlänge]] beschreibt. Aus einem solchen genauen Spektrum lassen sich eine Reihe von Informationen über den Stern extrahieren: | Ein gut aufgelöstes Sternspektrum kann nicht nur als farbiges Band, sondern auch als mathematische [[Funktion (Mathematik)|Funktion]] angesehen werden, welche die [[Intensität (Physik)|Intensität]] des beobachteten [[Licht]]s in Abhängigkeit von der [[Wellenlänge]] beschreibt. Aus einem solchen genauen Spektrum lassen sich eine Reihe von Informationen über den Stern extrahieren: | ||
* die [[Oberflächentemperatur]] | * die [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] | ||
** durch Vergleich mit der Idealkurve einer [[Schwarzer Körper|Schwarzkörperstrahlung]] | ** durch Vergleich mit der Idealkurve einer [[Schwarzer Körper|Schwarzkörperstrahlung]] | ||
** aus dem stärksten Wellenbereich des Lichts (siehe [[Wiensches Verschiebungsgesetz]]) | ** aus dem stärksten Wellenbereich des Lichts (siehe [[Wiensches Verschiebungsgesetz]]) | ||
* die [[Elementhäufigkeit|Häufigkeit]] der chemischen [[chemisches Element|Elemente]] in der oberen (strahlenden) Schicht des Sterns | * die [[Elementhäufigkeit|Häufigkeit]] der chemischen [[chemisches Element|Elemente]] in der oberen (strahlenden) Schicht des Sterns – die aus seinem [[Linienspektrum]] folgt | ||
* die [[Leuchtkraft]] durch die relative Linienintensität bestimmter Spektrallinien. Die Leuchtkraft (absolute Helligkeit) ermöglicht zusammen mit der [[scheinbare Helligkeit|scheinbaren Helligkeit]] die Entfernungsbestimmung eines Sterns (spektroskopische [[Parallaxe]]) | * die [[Leuchtkraft]] durch die relative Linienintensität bestimmter Spektrallinien. Die Leuchtkraft (absolute Helligkeit) ermöglicht zusammen mit der [[scheinbare Helligkeit|scheinbaren Helligkeit]] die Entfernungsbestimmung eines Sterns (spektroskopische [[Parallaxe]]) | ||
* die [[Rotationsgeschwindigkeit]] (auch bei anderen Himmelskörpern) | * die [[Winkelgeschwindigkeit|Rotationsgeschwindigkeit]] (auch bei anderen Himmelskörpern) – aus der Verbreiterung der [[Spektrallinien]] gegenüber der aufgrund der Oberflächentemperatur erwarteten [[Linienbreite]]. Hierfür wird zumindest noch der genäherte [[Radius]] des Sterns benötigt. | ||
* die [[Radialgeschwindigkeit]] | * die [[Radialgeschwindigkeit]] – aus den Verschiebungen der Spektrallinien wegen des [[Doppler-Effekt]]s | ||
** sowie Hinweise darauf, ob sich der Stern in einem [[Doppelstern]]-System befindet (siehe [[spektroskopischer Doppelstern]]) | ** sowie Hinweise darauf, ob sich der Stern in einem [[Doppelstern]]-System befindet (siehe [[spektroskopischer Doppelstern]]) | ||
** Es kann auch Hinweise auf [[Exoplanet|extrasolare Planeten]] geben, weil der Stern dann um das [[Baryzentrum]] (gemeinsamer Schwerpunkt des [[Planetensystem|Sternsystems]]) kreist. | ** Es kann auch Hinweise auf [[Exoplanet|extrasolare Planeten]] geben, weil der Stern dann um das [[Baryzentrum]] (gemeinsamer Schwerpunkt des [[Planetensystem|Sternsystems]]) kreist. | ||
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Als Messinstrumente zur Beobachtung von Sternspektren dienen das [[Spektroskop]] (visuell) und der [[Spektrograf]] (fotografisch). Neuere Instrumente können die Spektren (d. h. die frequenzabhängige Lichtintensität) auch [[Digitalisierung|digital]] aufzeichnen. | Als Messinstrumente zur Beobachtung von Sternspektren dienen das [[Spektroskop]] (visuell) und der [[Spektrograf]] (fotografisch). Neuere Instrumente können die Spektren (d. h. die frequenzabhängige Lichtintensität) auch [[Digitalisierung|digital]] aufzeichnen. | ||
== Siehe auch == | |||
* [[Spektroskopie]] | * [[Spektroskopie]] | ||
* [[Leuchtkraftklasse]] | * [[Spektralklasse]] | ||
* [[Leuchtkraftklasse]] | |||
* [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] | |||
== Weblinks == | == Weblinks == | ||
Lässt man Licht (insbesondere Sonnenlicht) durch einen engen Spalt auf ein Prisma oder auf ein Beugungsgitter fallen, so wird der Lichtstrahl in seine einzelnen Farbbereiche – das so genannte Spektrum – zerlegt.
Als Sternspektrum wird das Spektrum eines punktförmig erscheinenden Gestirns bezeichnet. Seine Erzeugung erfordert nicht unbedingt eine Spaltblende, weil das ins astronomische Fernrohr fallende Lichtbündel praktisch parallel ist, doch ist ein seitliches Auffächern des Lichtbündels günstig (siehe auch Kollimator). Durch Anbringen eines flachen Prismas vor dem Objektiv erhält man kurze Sternspektren eines ganzen Sternfeldes, die eine grobe Feststellung der „Spektralklassen“ (Farbtemperatur) der fotografierten Sterne gestattet.
Ein gut aufgelöstes Sternspektrum kann nicht nur als farbiges Band, sondern auch als mathematische Funktion angesehen werden, welche die Intensität des beobachteten Lichts in Abhängigkeit von der Wellenlänge beschreibt. Aus einem solchen genauen Spektrum lassen sich eine Reihe von Informationen über den Stern extrahieren:
Als Messinstrumente zur Beobachtung von Sternspektren dienen das Spektroskop (visuell) und der Spektrograf (fotografisch). Neuere Instrumente können die Spektren (d. h. die frequenzabhängige Lichtintensität) auch digital aufzeichnen.