a. Ursprung der Strahlung
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Ganz wichtig ist die Strahlung eines Körpers
im thermodynamischen Gleichgewicht,
die Wärmestrahlung, gegeben durch die Planck-Funktion.
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Für Strahlung der Sternatmosphäre ist der Prozess
der Elektronenübergänge sehr wichtig.
b. Helligkeitsskalen
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Die Skala der Magnituden schliesst an das System aus der Antike an.
Sie ist heute geeicht im Sinne von mks-Einheiten.
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Ein Farbindex ist die Differenz der bei unterschiedlichen
Wellenlängen gemessenen Magnituden;
der Index gibt daher -2.5 Mal das logarithmische Verhältnis zweier Intensitäten.
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Farbindizes geben die Steigung der spektralen
Energieverteilung
(in einem doppel-logarithmischen Diagramm);
sie erlauben eine Abschätzung der Temperatur (Planck-Funktion!)
der Sternoberfläche.
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Extinktion bedeutet ein Abschwächen des Sternlichts
wegen Material zwischen dem Stern und uns;
kurzwelliges Licht wird stärker abgeschwächt als langwelliges
(die Sonne ist beim Untergehen rötlich).
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Es gibt einen Farbexzess, wenn die Farbe des Sterns (sein Farbindex)
rötlicher ist,
als auf Grund des Spektraltyps erwartet wurde; dies deutet auf Extinktion hin.
c. Spektralklassifikation
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Die Elektronenübergänge in Atomen und Ionen (Photonabsorption)
im Atmosphärengas bewirken Absorptionslinien im Spektrum
(Spektrallinien; siehe auch bei Sternatmospären).
-- Die gesammelte Spektrallinien erzeugen eine gewisse
Morphologie des Spektrums; sie führt zum Spektraltyp.
Ein Spektraltyp basiert letzendlich auf Temperatur und Dichte des
Atmospärengases.
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Die Stärke der Linien der Atome und Ionen gibt darüberhinaus
Information über die Temperatur des Atmosphärengases
(man erkennt den Ionisationsgrad)
und über die Häufigkeit der Elemente.
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Der Sternradius ist nur bei nahen Sternen direkt
(über Interferometrie) bestimmbar.
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Die Masse ist nur bei Doppelsternen aus
Keplerschen Gesetzen + Entfernung bestimmbar.
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Alle aus Beobachtungen abgeleiteten Größen müssen
gegenseitig konsistent sein.
Die Größen können auch mit Hilfe von
Modellberechnungen gefunden werden.
Aber: Messung vor Theorie!
e. Zustandsdiagramme
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Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) entstand,
nachdem für ausreichend viele Sterne Spektraltypen
und Parallaxen zusammen gekommen waren.
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Hat man ein geeichtes HRD,
so kann man (im Vergleich mit Referenzsternspektren)
aus Spektren (Linienform, -breite) die Leuchtkraftklasse ablesen
und kommt so zu MV: Entfernungsbestimmung!
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Das theoretische HRD basiert auf
L = 4πR2 σT4
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Mit Hilfe der Zweifarbendiagramme (ZFD) kann man die
interstellare Extinktion bestimmen.
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Es gibt für Hauptreihensterne
eine empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung: L ~ M3
(siehe bei Sterninneres).
Die Beziehungen zwischen den verschiedenen Kapiteln des Skriptums werden auf der nächsten Seite angegeben.