Der Kohlenstoffstern TYC3151-539-1

Sterne werden in unterschiedliche Spektralklassen eingeteilt. Denn je nach Größe, Alter und Zusammensetzung eines Sterns variiert seine Temperatur und für uns am auffälligsten auch seine “Farbe”. Heiße Sterne erscheinen uns eher bläulich, durchschnittliche Sterne eher gelblich bis weiß und kühle Sterne rötlich. Eine ganz exotische Klasse solcher rötlichen Sterne sind sogenannte Kohlenstoffsterne. Ein solches Exemplar lässt sich beispielsweise im Sternbild Schwan, unweit des Sichelnebels (NGC 6888) ablichten.

Der Zusammenhang von Temperatur und Farbe

Heiße Sterne erscheinen uns bläulich, kühlere dagegen eher rötlich. Dies ist eine Eigenheit, die nicht nur bei Sternen beobachtet werden kann, sondern bei allen Objekten, die nur aufgrund ihrer Temperatur Strahlung aussenden. Solche Körper werden “Schwarzkörper” genannt und die von ihnen ausgesandte Strahlung “Schwarzkörperstrahlung”.

Auch Gegenstände die uns im Alltag umgeben, senden permanent diese Schwarzkörperstrahlung aus. Jedoch ist z.B. unser Couchtisch so kühl, dass die Strahlung so weit im “roten” Bereich des Spektrums liegt, dass sie schon Infrarot ist und nicht von unseren Augen wahrgenommen werden kann. Mit speziellen Infrarot- und Wäremebildkameras gelingt sowas aber. Steigt die Temperatur eines Gegenstandes aber an, verschiebt sich die Strahlung über rot allmählich ins Gelbe oder Weiße und später ins Bläuliche. Ein Stück Eisen im Feuer glüht z.B. erst dunkelrot, dann orange, wird bei steigender Temperatur gelb und glüht schließlich weiß.

Physikalisch beschreibt das Plancksche Strahlungsgesetz, welche Wellenlängen bei einer bestimmten Temperatur in welchen Intensitäten abgestrahlt werden, das sogenannte Wiensche Verschiebungsgesetzt beschreibt die Lage des Maximus in Abhängigkeit von der Temperatur. Mit diesen beiden physikalischen Gesetzten lässt sich erklären, warum uns auch Sterne blau erscheinen, wenn sie relativ heiß sind und rötlich, wenn sie relativ kühl sind.

Der Stern TYC3151-539-1

Bei der Aufnahme des interessanten “Cresent”-Nebels oder Sichelnebels (NGC 6888) ist fast immer auch der rötliche Kohlenstoffstern TYC3151-539-1 mit auf dem Bild, zumindest, wenn ein bisschen Umgebung mit auf dem Bild ist. In Abb. 1 ist TYC3451-539-1 in der rechten oberen Ecke als orange-roter Stern gut zu erkennen.

Abb. 1: NGC 6888 mit THC3151-539-1 in der rechten, oberen Ecke

Schon in einer RGB Aufnahme ist der Stern gegenüber den anderen Sternen der Region aufgrund seiner intensiv orangen Farbe auffällig. Noch auffälliger wird er, wenn man sich ihn in Schmalbandaufnahmen bei verschiedenen Wellenlängen anschaut und mit anderen Sternen vergleicht.

Ein sogenannter H-alpha (Ha) Filter für eine bestimmte Emissionswellenlänge des einfach ionisierten Wasserstoffs lässt Licht z.B. recht schmalbandig in einem Bereich um 656 nm durch. Diese Wellenlänge liegt im Teilbereich des sichtbaren Spektrums, der uns intensiv rot erscheint. Ein anderer Filter, der OIII-Filter für eine Emissionswellenlänge des zweifach ionisierten Sauerstoffs lässt Licht in einem schmalen Bereich um 500 nm durch. Dieser Bereich erscheint uns grünlich-türkis.

Normale Sterne mit Sternfarben im gelben oder weißen Bereich strahlen relativ hell über den gesamten Bereich des sichtbaren Spektrums. Für diese Sterne lassen sich auf normalen Fotos mit H-alpha und OIII Filtern keine großen Unterschiede ausfindig machen. Anders bei Kohlenstoffsternen. Diese strahlen im roten Bereich viel stärker als im grün-türkisen Bereich des sichtbaren Spektrums und folglich sehen sie auf Ha und OIII aufnahmen unterschiedlich aus. So auch TYC3151-539-1 und so ist der mir bei der Bildbearbeitung auch aufgefallen. Denn der im Ha-Kanal auffällige Stern war plötzlich im OIII-Kanal viel schwächer (Abb. 2).

Abb. 2: TYC3151-539-1 im Ha- und im OIII-Bild

Kohlenstoffsterne

Noch ein paar Zeilen zum Begriff “Kohlenstoffstern”. Bei diesen Sternen handelt es sich um ältere Riesensterne, die gegenüber “normalen” roten Riesen mehr Kohlenstoff (C) als Sauerstoff (O) in ihrer Sternhülle haben. Denn ansonsten ist es eigentlich umgekehrt und die Sternhüllen enthalten meht O als C.

In der recht kühlen Hülle der Sterne absorbieren schließlich diese Kohlenstoffverbindungen zusätzlich die blauen und gelben Anteile des Sternlichts und Kohlenstoffsterne erscheinen noch “röter” als ohnehin schon aufgrund ihrer niedrigen Temperatur.

So fallen sie dann auch ohne die unterschiedliche Intensität in den Schmalbandaufnahmen eigentlich schon auf normalen RGB Farbaufnahmen sofort ins Auge, wenn sie hell genug sind. Denn so orange wie diese Sterne sind normale Sterne in den Sternpopulationen auf Fotos nicht.

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