Sternengeschichten Folge 721: Wie hell ist die Sonne?

Und wie kriegt man das raus?

Wie hell ist die Sonne? Sehr hell, so viel ist klar. Aber das reicht natürlich nicht, um eine Podcastfolge zu füllen. Aber: Kann man mit dieser Frage überhaupt eine Podcastfolge füllen. Und: Soll man das überhaupt machen? Was gibt es zur Helligkeit der Sonne schon groß zu erzählen? Die Antworten auf die letzten drei Fragen lauten: Ja, Ja und Sehr viel, denn wenn es nicht so wäre, gäbe es diese Folge der Sternengeschichten nicht.

Fangen wir mit der Antwort auf die letzte Frage an: Was gibt es über die Helligkeit der Sonne zu erzählen? Sie ist, wie schon gesagt, sehr hell. Aber da geht es schon los: Sie ist für uns auf der Erde sehr hell, weil wir der Sonne vergleichsweise nahe sind. Würden wir die Sonne von einem Mond des Saturn aus betrachten oder vom fernen Pluto, dann wäre sie definitiv weniger hell. Helligkeit ist also eine Frage der Distanz und das ist wichtig. Die Sonne ist ein Stern und dass sie an unserem Himmel mit ihrer Helligkeit so eine Sonderstellung einnimmt, liegt daran, dass die anderen Sterne alle absurd weit entfernt sind. Wir wissen also genaugenommen nicht, wie hell die Sonne wirklich ist. Wir können sie nicht ohne weiteres mit anderen Sternen vergleichen. Vielleicht leuchtet die Sonne sehr viel heller als die meisten anderen Sternen, vielleicht aber auch nicht - um das zu wissen, müssten wir zuerst herausfinden, wie weit die anderen Sterne entfernt sind. Ich will hier auch gar keine künstliche Spannung erzeugen; heute wissen wir das alles natürlich und wissen auch, dass die Sonne definitiv nicht zu den hellsten Sternen gehört, aber auch nicht zu den allerschwächsten. Sie ist, vereinfacht gesagt, Mittelmaß und wenn man wollte, könnte man das auch exakt in Zahlen ausdrücken. Das soll aber nicht das Thema dieser Folge sein sondern die Frage: Wie haben wir das eigentlich herausgefunden? Wie haben wir die Helligkeit der Sonne gemessen?

Dafür müssen wir uns zuerst kurz überlegen, was wir mit "Helligkeit" meinen. Wir könnten zum Beispiel die "Bestrahlungstärke" der Sonne messen, also die Energie in Watt pro Quadratmeter, die von der Sonne auf der Erde landet. Das geht vergleichsweise einfach, es gibt Messgeräte, die das direkt registrieren können und das erste Mal gemessen wurde das vom französischen Physiker Claude Pouillet im Jahr 1838. Es sind 1367 Watt pro Quadratmeter, was auch als die "Solarkonstante" bezeichnet wird und nichts mit der Helligkeit der Sonne zu tun hat, die uns hier interessiert. Das Wissen über die Solarkonstante ist natürlich enorm wichtig für alle möglichen Sachen, aber es hilft uns nicht dabei, die Helligkeit der Sonne im Vergleich zu den anderen Sternen zu verstehen. Dazu müssen wir uns mit der photometrischen Helligkeit beschäftigen. Ich habe davon in früheren Folgen immer wieder gesprochen: Wenn in der Astronomie von "Helligkeit" die Rede ist, dann meint man damit im Allgemeinen eine Vergleichsgröße: Wie hell erscheint uns ein Objekt im Vergleich zu einem anderen.

Auf diese Weise hat schon der antike Astronom Claudius Ptolemäus im 2. Jahrhundert die Helligkeit der Sterne klassifiziert. Die hellsten Sterne, die er am Himmel sehen konnte, hat er Sterne der "ersten Größenklasse" oder "Magnitude" genannt, die schwächsten waren von der "sechsten Magnitude". Das System hat sich im Laufe der Zeit gehalten, ist verfeinert worden und irgendwann auf eine solide mathematische Basis gestellt worden. Ich habe darüber in Folge 395 ein wenig genauer gesprochen und darüber, welche Sterne man heute als Referenz- und Vergleichssterne verwendet, um die Helligkeit anderer Sterne anzugeben.

Aber so weit sind wir jetzt noch nicht. Wir sind im 19. Jahrhundert und die Frage lautet immer noch: Wie hell ist die Sonne? Die Bestimmung der Helligkeit anderer Sterne ist vergleichsweise einfach: Man schaut sie sich an, entweder mit dem freien Auge oder dem Teleskop und vergleicht den Helligkeitseindruck mit dem von vorgegebenen Referenzsternen, deren Helligkeit bekannt ist. Und je nachdem wird die Helligkeit der Sterne dann entsprechend angegeben. Aber wie soll das bei der Sonne gehen? Erstens können wir die Sonne und die Sterne nie gleichzeitig am Himmel sehen. Und selbst wenn: Die Sonne erscheint uns als strahlend helle Scheibe, so hell, dass wir sie gar nicht vernünftig anschauen können und die Sterne sind kleine Punkte. Wie soll man da irgendwas vergleichen?

Einer der ersten, der eine halbwegs brauchbare Lösung für dieses Problem gefunden hat, war der englische Wissenschaftler William Hyde Wollaston. Am 11. Dezember 1828 hat er eine Arbeit veröffentlicht, die den Titel "Über eine Methode, das Licht der Sonne mit dem der Sterne zu vergleichen" trägt. Und diese Methode sah so aus: Wollaston hat eine kleine, mit Quecksilber gefüllte Kugel genommen, so wie die Kugeln am Ende der alten Quecksilberthermometer, die vielleicht manche noch kennen. Er ließ das Licht der Sonne auf diese Kugel fallen und in ihrer metallischen Oberfläche hat sich die Sonne gespiegelt. Diese Spiegelung hat er dann aus der Ferne mit einem Teleskop betrachtet und im Teleskop sah die winzige Spiegelsonne dann tatsächlich wie ein Stern am Nachthimmel aus. Aber natürlich konnte er immer noch nicht die Sonne und die restlichen Sterne gleichzeitig beobachten. Also hat er sich einen weiteren Trick ausgedacht: Er hat auch noch eine Kerze genommen und deren Licht ebenfalls an einer kleinen Quecksilberkugel gespiegelt. Dieses Spiegelbild hat er dann durch eine Linse beobachtet, die das Bild in eines seiner Augen umgelenkt hat. Gleichzeitig hatte er das andere Auge am Teleskop, wo er die Spiegelsonne sehen konnte. Jetzt musste Wollaston nur noch den Abstand der Kerze zur Linse so lange verändern, bis er beide Lichtpunkte gleich hell sehen konnte. Aber was soll das bringen? Es bringt dann sehr viel, wenn man die Messung in der Nacht mit einem Stern wiederholt. Das hat Wollaston gemacht und zwar mit Sirius. Wieder hatte er in einem Auge das Spiegelbild der Kerze und im anderen diesmal das Bild des Sterns Sirius aus seinem Teleskop. Und wieder hat er die Kerze verschoben, bis beide Lichtpunkte gleich hell erschienen sind. Jetzt konnte er vergleichen: Wie weit muss man die Kerze verschieben, bis sie so hell wie der Sirius erscheint? Und wie weit muss man dieselbe Kerze mit der selben Helligkeit verschieben, bis sie so hell wie die Spiegelsonne erscheint. Die Kerze war quasi der konstante Faktor, den er später aus dem Experiment herausrechnen und so zumindest mathematisch die Sonne und Sirius direkt vergleichen konnte. In Wahrheit war da natürlich noch ein wenig mehr Technik und Mathematik dahinter, aber am Ende kam Wollaston zu dem Schluss, dass die Sonne von der Erde aus gesehen ungefähr 20 Milliarden mal heller erscheint als der Sirius.

Das war schon keine schlechte Annäherung, aber die Methode von Wollaston war doch recht ungenau und fehleranfällig. Der erste, der nach modernen wissenschaftlichen Maßstäben die Helligkeit der Sonne wirklich gut gemessen hat, war der deutsche Astronom Karl Friedrich Zöllner. 1865 hat er sein Buch "Photometrische Untersuchungen mit besonderer Rücksicht auf die physische Beschaffenheit der Himmelskörper" veröffentlicht und darin ausführlich erklärt, was er gemacht hat. Er hat das von ihm schon früher erfundene "Astrophotometer" benutzt. Mit diesem Gerät kann man einerseits einen Stern am Nachthimmel durch ein Teleskop beobachten. Andererseits kann man gleichzeitig aber auch einen "künstlichen Stern" sehen, also in diesem Fall das Licht einer Kerze mit einer definierten Helligkeit. Das klingt ein wenig so wie das, was Wollaston gemacht hat, aber bei Zöllner war der Mechanismus deutlich ausgeklügelter. Er hat nicht einfach nur das Kerzenlicht verwendet, sondern es zuerst durch eine kreisförmige Öffnung fallen lassen, die dann der eigentliche künstliche Stern war. Er wollte keine flackernde Flamme sehen, sondern ein gleichmäßig leuchtendes, punktförmiges Objekt, eben so wie ein Stern. Mit Linsen hat er das Bild dieses künstlichen Sterns so klein wie möglich gemacht und mit anderen optischen Elementen konnte er die Helligkeit des künstlichen Sterns auf klar definierte, messbare und nachvollziehbare Weise verringern oder vergrößeren. Das alles war so konstruiert, dass Zöllner damit den realen Stern am Himmel und den künstlichen Stern gleichzeitig im Blickfeld hatte. Danach regelte er die Helligkeit des künstlichen Sterns solange, bis beide gleich hell waren und weil er ja erstens wusste, wie hell sein künstlicher Stern war - das war zuvor natürlich entsprechend kalibriert worden und zweitens wusste, wie stark er die Helligkeit des künstlichen Sterns verändert hatte, konnte er damit auch die Helligkeit des echten Sterns bestimmen.

Zöllners Astrophotometer war eine großartige Erfindung mit der die Helligkeitsmessung in der Astronomie viel genauer möglich war als früher. Und Zöllner konnte damit auch die Helligkeit der Sonne bestimmen. Dazu hat er das Licht der Sonne mit Linsen und Filtern zuerst abgeschwächt und so verkleinert, dass die Sonne wie ein Stern am Nachthimmel ausgesehen hat. Dann hat er sie, wie vorhin beschrieben, mit seinem künstlichen Stern verglichen und konnte dass dann mit den Messungen vergleichen, die er mit Sternen am Nachthimmel gemacht hat. Er hat nicht Sirius als Vergleich verwendet, sondern Capella und sein Ergebnis lautete: Die Sonne leuchtet von der Erde aus gesehen 55,8 Milliarden mal heller als Capella. Oder, wenn man es in die üblicheren Größenklassen beziehungsweise Magnituden umrechnet: Die Sonne hat eine Magnitude von -26,66.

Oder etwas anders gesagt: Capella ist ein Stern der nullten Größenklasse und die Sonne erscheint uns fast 27 Größenklasse heller als Capella. Im ursprünglichen System aus der Antike gab es ja nur die Klassen 1 (sehr hell) bis 6 (kaum noch zu sehen). Das hat natürlich irgendwann nicht mehr gerecht, man hat alles verfeinert, neu definiert, und so weiter und darum hatte man nun auch Sterne der nullten Größenklasse, also noch heller als die der 1. Magnitude. Und alles was noch heller war - der Mond, die Planeten oder eben die Sonne - musste dann eben mit negativen Magnituden angegeben werden. Mit Zöllners Methode konnte man auf die gleiche Weise die Helligkeit des Mondes während seiner Phasen messen; die der Planeten und hatte jetzt endlich nachvollziehbare Werte die mit den Sternhelligkeiten verglichen werden konnten. Mehr noch: Man konnte jetzt auch herausfinden, wie hell die Sonne im Vergleich mit anderen Sternen wirklich ist. Dazu verwendet man in der Astronomie das Konzept der "absoluten Helligkeit", bei dem man sich im Prinzip vorstellt, dass alle Sterne gleich weit und in einer vorgegebene Entfernung von der Erde weg sind und für diese Entfernung schaut man dann, wie hell sie uns erscheinen würden. Bei der Sonne kriegt man einen Wert von 4,8 Magnituden, was sie tatsächlich zu einem durchschnittlichen Stern macht. Rote Zwerge leuchten noch schwächer, mit absoluten Helligkeiten von 10 bis 15 Magnituden. Und die Riesen-, Überriesen- und Hyperriesen-Sterne können bis zu -15 Magnituden erreichen. Unsere Sonne steht ziemlich in der Mitte dieser Extreme - aber das wissen wir erst, seit wir herausgefunden haben, wie hell sie leuchtet. Sehr hell, aber eben nur für uns.