E3 Wärmestrahlung und Spektrum

Thema

Das zentrale Element dieses Modells ist die Temperatur einer astrophysikalischen Oberfläche und das Schwarzkörperspektrum, das allein durch diese Temperatur vollständig bestimmt wird.

Thermische Strahlung ist der grundlegendste Strahlungsprozess in der Astrophysik, da jede Oberfläche bei einer bestimmten Temperatur ein Schwarzkörperspektrum emittiert, dessen Form ausschließlich von dieser Temperatur abhängt. Das Wiensche Verschiebungsgesetz besagt, dass die Lage des Maximums dieses Spektrums durch ebendiese Temperatur festgelegt ist: Die Sonne emittiert bei knapp 6000 Grad Celsius ihr Maximum im sichtbaren grünen Licht, während ein abgekühlter Neutronenstern bei einer Temperatur von einer Million Grad Celsius sein Maximum im weichen Röntgenbereich emittiert.

Das Stefan-Boltzmann-Gesetz wiederum verknüpft den gesamten von dieser Oberfläche emittierten Strahlungsfluss mit der vierten Potenz ihrer Temperatur, sodass eine Verdopplung der Oberflächentemperatur eine sechzehnfache Steigerung des emittierten Strahlungsflusses bewirkt. Die Gesamtleuchtkraft eines Sterns integriert diesen Strahlungsfluss über seine gesamte Oberfläche, sodass die Leuchtkraft sowohl mit dem Quadrat des Sternradius als auch mit der vierten Potenz seiner Temperatur zunimmt. Die logarithmische und invertierte Pogson-Magnitudenskala übersetzt diesen Gesamtfluss in die Helligkeit, mit der jeder Stern üblicherweise katalogisiert wird. Sie wurde so kalibriert, dass eine Differenz von fünf Magnituden stets einem Faktor hundert im Fluss entspricht, unabhängig davon, an welcher Stelle der Skala diese Differenz gemessen wird. Ausgehend von der Temperatur einer astrophysikalischen Oberfläche, mit der dieses Dokument beginnt, und über das Wiensche Verschiebungsgesetz, das Stefan-Boltzmann-Gesetz und die Gesamtleuchtkraft des Sterns ermöglichen diese drei Säulen – Planck, Wien und Stefan-Boltzmann – der Sternphotometrie und -spektrophotometrie, die Temperatur einer beliebigen Oberfläche systematisch in ein messbares Spektrum, einen messbaren Fluss und eine messbare Helligkeit umzurechnen.

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