Jede Materie, deren Temperatur höher als die Umgebungstemperatur ist, emittiert Strahlung in verschiedenen Wellenlängen. Die gesamte Strahlungsmenge und die spektrale Verteilung der emittieren Wellenlängen hängt fast vollständig von der Temperatur des Körpers ab und ist keine Charakteristik des Materials. Für einen idealen Schwarzen Körper, der jegliche auftreffende Strahlung absorbiert, ist das Verhältnis von Temperatur des Schwarzen Körpers und Intensitätsmaximum der emittierten Strahlung exakt vorhersagbar. Viele astronomische Objekt, z. B. Sterne, können als beinahe perfekte Schwarze Körper betrachtet werden. Daher können wir alle Eigenschaften Schwarzer Körper für sie anwenden. Werfen wir einen Blick auf die Schwarzkörperstrahlung bei verschiedenen Temperaturen:

Das Wiensche Verschiebungsgesetz zeigt die Beziehung zwischen emittierter Strahlung und der Temperatur des Schwarzen Körpers. Quelle: Wikimedia Commons User Sch, angepasst von Sun.org

Man kann für sieben beispielhafte Schwarze Körper unterschiedlicher Temperatur (von 100 K bis 10.000 K) die spektrale Verteilung der emittierten Strahlung sehen. Bitte beachten Sie, dass das Diagramm logarithmisch dargestellt ist. Das bedeutet, die Abstände der Skalenpunkte auf jeder Achse unterscheiden sich um den Faktor 10. Der Farbbereich des sichtbaren Lichts ist in den Farben des Regenbogens zwischen 0,4 und 0,8 µm markiert.

Zwei Dinge fallen auf:

1. Je höher die Temperatur, desto intensiver ist die emittierte Strahlung. Die Formel, die diesen Zusammenhang beschreibt, ist das Stefan-Boltzmann-Gesetz:

   F = σ x T⁴

   wobei F der Strahlungsfluss in W/m², σ die sog. Stefan-Boltzmann-Konstante und T die Temperatur des Objekts ist. Beachten Sie, dass der Strahlungsfluss mit der vierten Potenz der Temperatur zunimmt. Ein Körper mit einer Oberflächentemperatur von 2000 Kelvin strahlt 16-mal mehr Energie ab als ein Körper von 1000 Kelvin.


2. Mit steigender Temperatur verschiebt sich das Maximum der Strahlungsemission von niedriger Energie, d.h. langer Wellenlänge, zu hoher Energie, gleichbedeutend mit kurzer Wellenlänge. Dieses Phänomen wird durch das Wiensche Verschiebungsgesetz beschrieben, das nach dem deutsches Physiker mit dem bemerkenswerten Namen Wilhelm Carl Werner Otto Fritz Franz Wien benannt wurde. Ein Körper mit Raumtemperatur (ca. 300 K) emittiert Strahlung hauptsächlich bei etwa 10 µm - also Infrarotstrahlung. Unsere Sonne mit ihrer Oberflächentemperatur von zirka 5777 K emittiert die meiste Strahlung bei ungefähr 0,5 µm (oder 500 nm), was sichtbares Licht ist.

Ein Roter Zwerg mit einer Oberflächentemperatur von 3000 K emittiert mehr Licht im roten Bereich des sichtbaren Spektrums, daher erscheint er rot. Heiße Sterne erscheinen blau, da sie den größeren Anteil ihrer Strahlung in blau als in rot emittieren. Genau genommen liegt ihr Strahlungsmaximum im ultravioletten Wellenlängenbereich, den Menschen nicht wahrnehmen können. Und da unsere Augen zusätzlich nicht gut violettes Licht (mit der kürzesten für uns sichtbaren Wellenlänge) wahrnehmen können, erscheinen uns derartige Sterne blau.

Für Astronomen ist es wichtig, das exakte Strahlungsmuster von Himmelskörpern zu verstehen und dann den Himmel in allen Wellenlängen separat abzutasten. Auf diese Weise können wir Körper in einem breit gefächerten Temperaturbereich erfassen. Ein Brauner Zwerg hat beispielsweise eine Temperatur von 1000 K und kann am besten im Infrarotbereich bei etwa 3 µm beobachtet werden. Im Wellenlängenbereich des sichtbaren Lichts ist seinen Strahlung 100 000 bis 1 Mio. mal schwächer.