Randverdunklung

Die Sonne im Juni 1992. Deutlich sichtbar ist die Randverdunklung. Der Sonnenfleck links unten hat etwa 5-fache Erdgröße.

Als Randverdunkelung bezeichnet man in der Astronomie das Phänomen, dass die scheinbare Scheibe eines Sterns in Randnähe einen merklich geringeren Strahlungsfluss in Richtung des Beobachters emittiert. Anhand der Sonnenscheibe kann der Effekt unmittelbar beobachtet werden, bei anderen Sternen kann die Randverdunkelung anhand des Spektrums nachgewiesen werden.

Wie Karl Schwarzschild Anfang des 20. Jahrhunderts zeigen konnte, kommt es zur Randverdunkelung, weil Sterne aus Gas bestehen, dessen Temperatur zur Oberfläche hin abnimmt. In der Scheibenmitte sind tiefere, heißere Regionen zu sehen, die stärker strahlen. Am Rand fällt der Blick dagegen nur auf höhere, weniger heiße und deswegen auch weniger helle Schichten. Wären Sterne Festkörper, wäre keine Randverdunkelung zu bemerken. Der genaue Verlauf der Randverdunkelung gibt Aufschluss über den Druck- und Temperaturverlauf in den oberen Regionen der Sternatmosphäre.

Geometrische und physikalische Grundlagen

Pflanzt sich Licht in einem Medium fort, kommt es zur Extinktion: nur einem Teil der Lichtteilchen gelingt es, das Medium zu durchqueren; die anderen werden absorbiert beziehungsweise gestreut. Für ein homogenes Medium hängt die Zahl der beim Durchgang durch ein Medium der Dicke l übrig gebliebenen Lichtteilchen exponentiell von l und den Eigenschaften des Materials ab, und ist proportional zu exp( − l / L).

Die charakteristische Länge L, Eindringtiefe genannt, ist materialspezifisch. Sie ist ein Maß dafür, wie tief ein äußerer Beobachter in das Medium hineinsehen kann. Von einer Schicht, die gerade den Abstand L von der Oberfläche hat, erreichen den Beobachter lediglich noch 1 / e der ausgesandten Lichtteilchen.

Die Abbildung rechts zeigt im Querschnitt eine Sternkugel, die aus zwiebelschalenartig übereinanderliegenden Gasschichten unterschiedlicher Dichte und Temperatur besteht. Rein aufgrund der Geometrie kann ein Beobachter, der sich in großer Entfernung jenseits des rechten Bildrandes befindet, tiefer in den Stern hineinsehen, nämlich bis zur Schicht A, wenn er direkt zum Zentrum O schaut. Für den Beobachter entspricht dies der Mitte des Scheibchens, als das er den Stern am Himmel wahrnimmt. In den Randregionen des Sternscheibchens, als Beispiel ist der Punkt B eingezeichnet, entspricht die gleiche charakteristische Länge einer weiter außen gelegenen Sternschicht. Dementsprechend kann der Beobachter weniger tief in die Sternatmosphäre schauen.

Die effektive Temperatur derjenigen Schichten des Sternengases, die das uns vertraute sichtbare Licht erzeugen, nimmt in Richtung auf tiefergelegene Schichten immer weiter zu. Die betreffenden Schichten verhalten sich näherungsweise wie ein Schwarzer Strahler, dessen Strahlungsintensität, dem Stefan-Boltzmann-Gesetz folgend, mit wachsender Temperatur anwächst. Die in Scheibchenmitte sichtbaren tieferen Schichten sind daher heller als die am Scheibchenrand sichtbaren höhergelegenen Schichten: es kommt zur Randverdunkelung des Sternscheibchens.

Literatur

• Karl Schwarzschild: Ueber das Gleichgewicht der Sonnenatmosphäre. In: Nachrichten von der Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen (1906), S. 41–53.
• Otto Zimmermann: Astronomisches Praktikum. 6. Auflage. Spektrum Akademischer Verlag: Heidelberg und Berlin 2003. Abschnitt 11: „Randverdunkelung der Sonne“. ISBN 3-8274-1336-2.