IMP 10 · Astronomie und logarithmische Darstellung

Farbe und Temperatur

Sterne strahlen ungefähr wie Schwarze Strahler. Je heißer ein Stern, desto mehr strahlt er ab und desto weiter verschiebt sich das Maximum seines Spektrums zu kurzen Wellenlängen: Wiensches Verschiebungsgesetz λ_max = bT. Die abgestrahlte Leistung je Fläche wächst mit T⁴ (Stefan-Boltzmann-Gesetz). Deshalb leuchten kühle Sterne rot, heiße blauweiß.

So gehst du vor

1Stelle eine Temperatur ein oder wähle einen bekannten Stern.
2Schiebe den blauen Zeiger im Diagramm mit dem Finger genau auf das Maximum der orangen Kurve.
3Tippe „T und Zeigerstellung als λ_max in die Tabelle“.
4Wiederhole für mindestens fünf Temperaturen. Mit „Kurve festhalten“ lassen sich Kurven vergleichen.

Zeiger

700 nm

Strahlung am Zeiger

0,79

Sternfarbe

Den blauen Zeiger im Diagramm mit dem Finger verschieben und so das Maximum der orangen Kurve suchen. Hochachse: Strahlungsleistung je Wellenlängenintervall, relativ zur Sonne bei 500 nm (oder auf das eigene Maximum normiert).

Oberflächentemperatur T

5.772 K

Bekannte Sterne

Abgestrahlte Leistung je Fläche: σ · T⁴ = 62,9 MWm², das 1,00-Fache der Sonnenoberfläche.

Wiensches Gesetz: λ_max über T⁻¹

Mindestens fünf Temperaturen zwischen 2500 K und 30 000 K. Im Diagramm: λ_max über dem Kehrwert der Temperatur, eine Ursprungsgerade mit der Steigung b.

Nr.	Temperatur T in K	λ_max in nm

Aufträge

Halte die Kurven von Beteigeuze, Sonne und Rigel fest. Wo liegt jeweils das Maximum? Welche Farbe hat der Stern, und warum?
Warum erscheint die Sonne weiß und nicht grün, obwohl ihr Maximum im Grünen liegt?
Miss λ_max für fünf Temperaturen und bestimme die Konstante b aus der Tabelle.
Schalte die Hochachse logarithmisch. Was sieht man jetzt, was vorher im Rauschen der Nulllinie verschwand?
Um welchen Faktor strahlt Spica je Quadratmeter mehr ab als die Sonne? Prüfe mit der Anzeige.