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2024-03-03T17:45:58Z

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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.

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:

* die [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]]
** durch Vergleich mit der Idealkurve einer [[Schwarzer Körper|Schwarzkörperstrahlung]]
** 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 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 [[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]] – 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]])
** Es kann auch Hinweise auf [[Exoplanet|extrasolare Planeten]] geben, weil der Stern dann um das [[Baryzentrum]] (gemeinsamer Schwerpunkt des [[Planetensystem|Sternsystems]]) kreist.

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]]
* [[Spektralklasse]]
* [[Leuchtkraftklasse]]
* [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]

== Weblinks ==
* [http://www.epsilon-lyrae.de/Spektroskopie/Sternspektren/SternspektrenGalerie.html Sternspektren verschiedener Sterne]

{{Normdaten|TYP=s|GND=4183153-6|LCCN=sh85127451}}

[[Kategorie:Stellarphysik]]
[[Kategorie:Astrometrie]]

Sternspektrum - Versionsgeschichte

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