Sterne haben als Gaskugeln keine feste Oberfläche. Dennoch wird – selbst in der astronomischen Fachliteratur – sehr oft der Ausdruck Sternoberfläche verwendet, und damit einhergehend Bezeichnungen wie Oberflächentemperatur, Oberflächenschwere und Sternradius. Da diese Größen sowohl für die Physik des Sterninneren (siehe Sternaufbau) als auch der äußeren Sternschichten fundamental sind, bedarf der Begriff der Sternoberfläche einer sehr sorgfältigen Definition. mini|Aufnahme der Sonne vom 7. Juni 1992. Im sichtbaren Bereich des Lichtes hat die Sonnenscheibe einen wohldefinierten Rand. mini|Mit dem Yohkoh-Satelliten gewonnene Aufnahme der Sonne im Röntgenlicht. Die Sonnenscheibe ist nach wie vor klar erkennbar, doch von einem diffusen Kranz, der Korona, umgeben.
In der astronomischen Beobachtungspraxis wird anstelle der Oberfläche in der Regel der Radius eines Sterns betrachtet, was aber zueinander äquivalent ist. Dementsprechend werden nach der Einleitung, welche zwei typische Beispiele von Sternoberflächen vorstellt, verschiedene Definitionen und Messverfahren für den Sternradius diskutiert.
Beispiele von Sternoberflächen mini|Dichte- und Temperaturverlauf der obersten Schichten der Sonne Oberfläche der Sonne Als einziger Stern, dessen Oberfläche im Detail betrachtet werden kann, ist die Sonne bei weitem am geeignetsten, an die Problematik heranzuführen. Angesichts des vertrauten Bilds der scharf umrissenen Sonnenscheibe scheint bei unserem Zentralgestirn der Begriff Oberfläche trotz des Fehlens einer festen Kruste unproblematisch zu sein.
Beobachtet man aber die Sonne während einer totalen Sonnenfinsternis (oder mit einem das Licht der Sonnenscheibe weitgehend ausblendenden Instrument, einem sogenannten Koronografen), oder gar in anderen Wellenlängenbereichen, stellt man fest, dass sie an dem gewöhnlich so klar sichtbaren Rand keineswegs „aufhört“. Ohne das dominante Licht ihrer Scheibe erscheint die Sonne von einem weitausholenden, von Strahlen durchsetzten diffusen Kranz umgeben. Im Röntgenbereich bietet sich ein vergleichbares Bild, und auch im Radiobereich erscheint die Sonne wesentlich „größer“ als im sichtbaren Licht.
Dieses sehr komplexe Erscheinungsbild ist darauf zurückzuführen, dass die Außenschichten der Sonne aus mehreren Plasmaschichten bestehen, in denen sehr unterschiedliche physikalische Bedingungen herrschen. Dass unser Zentralgestirn im Sichtbaren einen scharfen Rand aufweist, ist dadurch zu erklären, dass die Photosphäre für elektromagnetische Wellen, Licht tieferer Schichten undurchsichtig ist und in guter Näherung die Eigenschaften eines schwarzen Körpers besitzt, während alle Schichten oberhalb im sichtbaren Bereich so transparent sind, dass man meint, das sichtbare Licht würde einer dünnen Schicht entspringen, deren Dicke im Vergleich zum Radius des eigentlichen Sonnenkörpers sehr klein ist. Zudem ist die Photosphäre im Sichtbaren viel heller als die sich anschließenden Bereiche, die als Chromosphäre und Korona bezeichnet werden. Letztere sind wegen ihrer Lichtschwäche im Optischen nur sichtbar, wenn die sehr viel hellere, die Photosphäre repräsentierende Sonnenscheibe vom Mond oder künstlich abgedeckt wird.
Dass die Korona im Röntgenbereich nicht vom eigentlichen Sonnenkörper überstrahlt wird, hat sie ihrer sehr hohen Temperatur zu verdanken (bis zu 2 Millionen K gegenüber 4400–6600 K in der Photosphäre; siehe auch die Zusammenstellung der solaren Zustandsgrößen in dem unter Weblinks angegebenen NASA-Website Sun Fact Sheet). Die solare Radiostrahlung ist starken Schwankungen unterworfen. Neben einer ständig vorhandenen „ruhigen“ Strahlung treten im Rahmen von Sonneneruptionen, sogenannten Flares, immer wieder kurzzeitige heftige Strahlungsausbrüche auf.
Trotz des Bilds der klaren Sonnenscheibe bereitet die Definition des Begriffs Oberfläche also auch schon bei unserem Zentralgestirn erhebliche Schwierigkeiten. Da die Photosphäre im Vergleich zur Chromosphäre und Korona aber bei weitem den Löwenanteil der gesamten Leuchtkraft der Sonne stellt, scheint es ausreichend zu sein, die Oberfläche eines Sterns mit dessen Photosphäre gleichzusetzen.
Oberfläche von Beteigeuze mini|Unter Verwendung des Lucky Imaging mit dem VLT gewonnene hochaufgelöste Aufnahme von Beteigeuze. Im Unterschied zur Sonne erscheint Beteigeuze als diffuses Objekt.
Jedoch gibt es Sterne, bei denen auch die Gleichsetzung Oberfläche = Photosphäre zu Schwierigkeiten führt. Dazu zählen beispielsweise Objekte wie Rote Riesen, Rote Überriesen, leuchtkräftige Blaue Veränderliche und Wolf-Rayet-Sterne. Detaillierte Untersuchungen zeigen, dass bei solchen Sternen die Dicke der Photosphäre gegenüber dem Radius des eigentlichen Sternkörpers nicht mehr klein ist.
Ein besonders intensiv untersuchter Stern mit ausgedehnter Photosphäre ist Beteigeuze. Trotz seiner Entfernung von 600 Lichtjahren kann seine Scheibe durch ihre gewaltige Größe noch als flächiges Objekt aufgelöst werden. Direkt möglich ist dies mit dem Hubble-Weltraumteleskop (siehe z. B. Ronald L. Gilliland und Andrea K. Dupree (1996)). Mit Hilfe der Apertursynthese (eine Erweiterung der klassischen Interferometrie, bei der nicht nur zwei, sondern mindestens drei Strahlenbündel zur Interferenz gebracht werden) oder des sogenannten Lucky Imaging kann Beteigeuze auch mit erdgebundenen Teleskopen wie dem in der Atacamawüste befindlichen Very Large Telescope als ausgedehnter Körper aufgelöst werden (siehe z. B. Haubois et al. (2009) oder Ohnaka et al. (2009)).
Wenn auch der Winkeldurchmesser von Beteigeuze nur etwa 5- bis 10-mal größer ist als die mittels der oben genannten Techniken erreichbare Winkelauflösung, so machen die mit dem Hubble-Weltraumteleskop oder dem VLT gewonnenen Aufnahmen doch den entscheidenden Unterschied zur Sonne deutlich. Die Scheibe von Beteigeuze hat keinen scharfen Rand, auch nicht in den Wellenlängenbereichen, in denen die Strahlung der Photosphäre dominiert. Zwar ist das diffuse Erscheinungsbild auch Folge der im Vergleich zum Winkeldurchmesser nach wie vor recht beschränkten Auflösung, doch eine genaue Analyse der Atmosphäre Beteigeuzes bestätigt, dass der Eindruck einer im Vergleich zum eigentlichen Sternkörper ausgedehnten Hülle der Wahrheit entspricht.
Definitionen des Begriffs Sternradius Die Unterschiede zwischen Sonne und Beteigeuze kann man auch durch folgendes Gedankenexperiment veranschaulichen. Könnte man in die Sonnenatmosphäre eindringen, so hätte man, solange man sich in der Korona oder Chromosphäre befände, noch eine weitgehend ungestörte Sicht nach außen, da diese Schichten nur einen geringen Anteil des sie durchquerenden Lichts absorbieren (und streuen). Nach dem Eintauchen in die Photosphäre aber würde man auf einer sehr kurzen Distanz von nur wenigen hundert Kilometern den Eindruck gewinnen, von einem gleißenden Nebel umgeben zu sein, da die nun zusätzlich über dem hypothetischen Sonnenreisenden sich befindlichen Schichten fast alles einfallende Licht absorbieren und streuen. Bei einem Eindringen in die Photosphäre Beteigeuzes würde die Sicht nach außen hingegen nur allmählich schlechter werden, man könnte noch mehrere zehn Millionen Kilometer zurücklegen, ehe sie sich völlig vernebelt.
Mit Hilfe der optischen Tiefe mini|Absorptionsspektrum der Sonne mit den Fraunhoferlinien mini|Spektrum des Roten Überriesen HD 94599
Das hier skizzierte Gedankenexperiment gestattet eine erste Definition des Begriffs Sternradius. Er bezeichnet demzufolge denjenigen Abstand vom Sternmittelpunkt, bei dem die noch darüberliegenden Schichten einen gewissen Anteil des sie durchquerenden Lichts absorbieren.
Das Absorptionsverhalten von Sternatmosphären wird oft mittels der optischen Tiefe beschrieben. Hat eine Materieschicht die optische Tiefe , so lässt sie nur den Anteil e− des einfallenden Lichts passieren.
Leider führt der Versuch, mittels der optischen Tiefe zu einer objektiven Radiusdefinition zu gelangen, zu erheblichen Schwierigkeiten. Die erste Schwierigkeit besteht darin, den Wert der optischen Tiefe festzulegen, den die jenseits des Sternradius gelegenen Schichten aufweisen sollen. Meist wird = 1 gefordert, was bedeutet, dass die Außenschichten nur etwa 37 Prozent des sie durchquerenden Lichts passieren lassen. Oft wird aber auch die Festlegung = 2/3 benutzt, was einem Durchlassen von 51 Prozent der einfallenden Energie entspricht. Gerade bei Sternen mit ausgedehnten Atmosphären haben allein schon solche unterschiedlichen Definitionen erhebliche Konsequenzen. Bessell et al. zeigten schon 1989, dass bei sogenannten Mirasternen (veränderliche Rote Riesen mit sehr starken periodischen Helligkeitsschwankungen) die Radien sich um bis zu 10 Prozent unterscheiden, je nachdem ob für die Außenschichten = 1 oder = 2/3 gefordert wird.
Die zweite Schwierigkeit ergibt sich aus der Wellenlängenabhängigkeit der Absorption. Die dunkel erscheinenden Fraunhoferlinien des Sonnenspektrums zeigen anschaulich, dass die Photosphäre je nach Wellenlänge mehr oder weniger durchsichtig ist. In den Bereichen der Linien kann man nicht so tief in den Stern hineinschauen wie zwischen ihnen. Die hier diskutierte Definition liefert also einen größeren Radius, wenn man Wellenlängenbereiche benutzt, die von Spektrallinien belegt sind. Wieder sind Sterne mit ausgedehnten Atmosphären besonders betroffen. Bessell und seine Mitarbeiter (1989) fanden allein schon im sichtbaren Bereich für Mirasterne Radiusunterschiede von bis zu 100 Prozent je nach betrachteter Wellenlänge.
Erschwerend kommt bei Roten Riesen und Roten Überriesen hinzu, dass ihre Spektren praktisch keine linienfreien Bereiche haben. Wie das danebenstehende Beispiel von Malyuto et al. (1997) zeigt, werden im Sichtbaren die Spektren solcher Sterne von zahlreichen breiten Absorptionsbanden beherrscht, zwischen denen nur noch wenige schmale absorptionsarme Bereiche Platz finden.
Ein weiterer Nachteil der optischen Tiefe als Radiuskriterium ist ihre fehlende Handhabbarkeit. Das Absorptionsverhalten einer Sternatmosphäre lässt sich nicht unmittelbar messen, weil selbst in den linienfreien Bereichen noch kontinuierliche Absorption durch Streuung an freien Elektronen vorkommt, also ein absorptionsfreies Niveau nicht beobachtbar ist. Die Absorption kann man nur indirekt erschließen, indem man die von simulierten Modellatmosphären vorhergesagten Spektren mit dem beobachteten vergleicht.
Auf Grundlage der umschlossenen Masse
Will man ein Modell des inneren Aufbaus eines Sterns konstruieren (siehe Sternaufbau), so muss man festlegen, in welchem Abstand vom Sternmittelpunkt dieser „aufhören“ soll. Die optische Tiefe hier heranzuziehen ist problematisch, weil zwar im Sterninneren in guter Näherung lokales thermisches Gleichgewicht verwirklicht ist, nicht jedoch in den Außenschichten. Stattdessen wird häufig als Sternradius derjenige Abstand vom Mittelpunkt definiert, außerhalb dessen sich nur ein sehr kleiner Bruchteil der gesamten Sternmasse befindet, welcher Druck und Dichte der darunterliegenden Sternschichten nur noch marginal beeinflussen kann.