Spektroskopie in der Astronomie

Pädagogische Hausarbeit zur zweiten philologischen Staatsprüfung von Michael Winkhaus, 12.7.1999 (verkürzte Version bearbeitet von Ernst Pollmann).

Was ist Licht?

Als Isaak Newton 1666 herausfand, daß sichtbares weißes Licht aus mehreren Farben zusammengesetzt ist, konnte er nicht ahnen, daß Licht im physikalischen Sinne nicht immer sichtbares Licht sein muß: Auch Radio-, Infrarot,- UV-, Röntgen- und Gammastrahlung sind dem sichtbaren Licht so verwandt, daß man sie auch als unsichtbares Licht bezeichnen könnte. Wir sprechen deshalb heute von „Radiolicht", „Infrarotlicht", „UV-Licht", „Röntgenlicht" oder „Gammalicht".

Alle diese Arten von Licht sind elektromagnetische Phänomen; sie werden daher unter dem Begriff „Elektromagnetische Strahlung" (Bild 1) zusammengefaßt . Während die Radiostrahlung Wellenlängen von Millimetern bis Kilometern besitzt, beträgt die Länge der sichtbaren („optischen") Lichtwellen nur einige hundert Millionstel Millimeter, man mißt sie daher in Nanometer (1 nm = 10-9 m = 1 Millionstel Millimeter). Die verschiedenen Farben des sichtbaren Lichts werden durch die verschiedenen Wellenlängen charakterisiert.

Die Erdatmosphäre ist für alle diese Strahlungen nur bedingt durchlässig, was für die Entstehung und Entwicklung organischen Lebens auf der Erde von großer Bedeutung ist. So werden z.B. die Röntgen- und Ultraviolett- (UV) Strahlen bereits in den höheren Luftschichten vollständig absorbiert. Es gibt eigentlich nur zwei „Fenster" ins Weltall: das „optische Fenster" von ca. 400nm bis 800nm, einige unvollständige Durchlässigkeiten im infraroten Bereich, sowie das „Radiofenster" von etwa 1mm bis 18m Wellenlänge.

Die Grundlage aller astronomischen und astrophysikalischen Untersuchungen ist die Analyse des Sternenlichts mit je nach der Fragestellung unterschiedlichen Methoden. Wir wollen uns mit der Frage beschäftigen, welche Aufschlüsse die Zusammensetzung des sichtbaren Lichts über die Sterne zu geben vermag.

Abb. 1: Das elektromagnetische Spektrum (Copyright: Kosmos/Gerhard Weiland)

Wie zerlegen wir das Licht ?

Zu einer genauen Untersuchung des Sternenlichts ist es zunächst notwendig, das ankommende Licht in seine Bestandteile zu zerlegen. Welche Apparate können das?

Grundsätzlich gibt es zwei Möglichkeiten:

Der Prismenspektrograph:

Die ursprünglich von Newton benutzte Methode verwendet ein Glasprisma. Die blauen Anteile des einfallenden „Mischlichts" werden beim Eintritt in das Glas stärker abgelenkt („gebrochen") als die roten, und beim Austritt noch einmal. Nach dem Durchgang durch das Prisma haben sie also verschiedene Richtungen. Wenn man das so zerlegte Licht nun auf einer Wand  (oder auf Photopapier) auffängt, dann sieht man ein Spektrum vor sich (Bild 2).

In der Astronomie bringt man direkt hinter dem Prisma eine Kamera an, die das Licht verschiedener Richtung auf verschiedene Stellen des photographischen Films abbildet.

Bezeichnung dafür: Objektivprismenspektrograph

Abb. 2: Zerlegung des Lichts mit einem Prisma

Wie können die Spektren aussehen?

Je nach der Art der Lichtquellen beobachten wir drei unterschiedliche Arten von Spektren:

In der Astronomie treten (nahezu) rein kontinuierliche Spektren im sichtbaren Bereich bei sehr heißen Sternen auf oder bei sehr kühlen (Infrarot-) Objekten, die im optischen Bereich im Wesentlichen thermisch strahlen (Bild 3).

Abb. 3: Das rein kontinuierliche Spektrum

Abb. 4: Reines Emissionslinienspektrum

Abb. 4: in der Astronomie beobachtet man bei Gasnebeln, die durch UV-Strahlung benachbarter Sterne zum leuchten angeregt werden, Emissionslinien-Spektren, ebenso im Spektrum der Sonnenchromosphäre, die durch das Strahlungsfeld der Photosphäre angeregt wird.

Wenn kontinuierliches Licht durch ein kühles Gas gindurchscheint, so beobachten wir genau an den Stellen des kontinuierlichen Hintergrundspektrums dunkle Linien, wo im Fall des "heißen" Gases die Emissionslinien erscheinen. Diese Linien bezeichnet man als Absorptionslinien, weil dort offensichtlich Licht "fehlt" (Abb. 5).

Abb. 5: Absorptionslinienspektrum

Wie sehen die Spektren der meisten Sterne aus ?

Wir wollen uns hier einmal die Spektren der verschiedenen Sterne an schauen und beginnen mit dem für uns hellsten aller Sterne, unserer Sonne.

In früheren Jahrhunderten wurde alles Wissenswerte auf der Sonne mit relativ kleinen kurzbrennweitigen Fernrohren beobachtet. Die Problemstellung und Untersuchungsmethoden der Sonnenphysik haben seit Beginn dieses Jahrhunderts eine beträchtliche Entwicklung erlebt, so dass das Instrumentarium, mit dem man heute die Sonne erforscht, sehr viel größer und komplizierter geworden ist. Ein Teil dieser Instrumentenentwicklung war die Konstruktion von sog. Sonnentürmen. Sie haben den Vorteil, dass man an der Spitze eines Turms den bodennahen, meist sehr unruhigen Luftschichten ausweichen kann. Das Licht der Sonne wird an der Spitze des Turms mit einem geeigneten Spiegelsystem (sog. „Coelostat“, bestehend aus zwei Spiegeln) aufgefangen und in ein stationäres Teleskop beliebiger Bauart geleitet, an das man dann verschiedene Analysegeräte anbringen kann, hauptsächlich jedoch große und schwere, unhandliche Spektroskope

Das Spektrum der Sonne zeigt ein Absorptionspektrum. Fraunhofer bezeichnete die auffälligen dunklen Linien mit Buchstaben, wobei er einfach vom roten zum blauen Ende des Spektrums vorging. Vom atomaren Ursprung der Linien konnte Fraunhofer damals noch nichts wissen, deshalb haben seine Buchstaben auch keine Beziehung zu den chemischen Elementen. Sie werden trotzdem heute als bequeme Kürzel weite benutzt. So spricht man z.B. von den Linie H und K, die die stärksten Linien im Sonnespektrum sind und von einfach ionisiertem Kalzium (Ca+) erzeugt werden.

In allen Wissenschaften, von der Botanik bis zur Zoologie, gibt es auf dem Weg von der Sammlung wissenschaftlicher Daten bis zu deren schließlich tieferem Verständnis einen gemeinsamen ersten Schritt: die Klassifikation der vorgefundenen Einzeldaten.

Ohne eine erste Sortierung in Ordnungsschemata wären wohl die Hintergründe der meisten beobachteten Phänomene unverstanden geblieben.

Versuchen wir also, verschiedene Gruppen von Sternen zu erkennen. Danach werden dann auch die Ursachen der beobachteten Phänomene begreiflich.

Die Klassifikation der Sternspektren

Auf den ersten Blick bieten die Sternspektren eine verwirrende, unübersichtliche Vielfalt. Bei näherem Hinsehen jedoch zeigt sich, daß sich die meisten Spektren in relativ wenige wohlunterschiedene Gruppen einordnen lassen. Schaut man noch etwas genauer hin, so findet man sogar, daß es zwischen den Gruppen sogar fließende Übergänge gibt. Die Vielfalt ist also nur eine Vielfalt im Detail, hinter der sich eine weitreichende Einheitlichkeit der Sterne verbirgt.

Am Ende des letzten Jahrhunderts wurden alle am Harvard-Observatorium (Cambridge, Massachusetts/USA) aufgenommenen Sternspektren nach ihrem Aussehen in Klassifikationsschema aus den Buchstaben A bis Q in alphabetischer Reihenfolge einsortiert.

Mit der Weiterentwicklung der Instrumente und der Qualität der Spektren wurden bald Korrekturen und eine feinere Unterteilung nötig. Zwei Frauen (Antonia Maury und Annie Cannon) veränderten dann die Reihenfolge der Sequenz, entfernten einige überflüssige oder unsinnige Klassen und verfeinerten die Klassen schließlich durch Unterklassen zwischen 0 und 9, so dass ein Spektrum, das z.B. in der Mitte zwischen den Idealtypen K und M lag, die Bezeichnung K5 bekam.

Aus den Untersuchungen der beiden Damen war die so noch heute gültige Spektralsequenz

O --- B --- A --- F --- G --- K --- M

entstanden, die man mit einem berühmten Merkspruch auch gut behalten kann:

Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me !

Diese Buchstabenfolge bildet heute das "Grundalphabet" unserer Erkenntnisse über die Sterne.

O Intensives kontinuierliches Spektrum mit Absorptionslinien des ionisierten Heliums; insgesamt sehr wenig Fraunhofer-Linien
B Wasserstofflinien treten auf; auch Linien des neutralen Heliums
A Balmerlinien des Wasserstoffs im Maximum; Linien des ionisierten Kalziums treten auf
F Balmerlinien werden schwächer; Kalziumlinien sind sehr stark ausgeprägt; Metallinien treten auf
G Starke Kalziumlinien; Balmerlinien sehr schwach; intensive Linien des Eisens treten auf
K Intensive Linien des Eisens und anderer Metalle; zahlreiche Molekülbanden
M Viele Linien neutrale Metalle, besonderes von Eisen; starke Titanoxid-Banden; auch Linien des Kalziums

Auf der folgenden Abbildung wird eine Serie von Spektren zur Illustration der Harvard-Klassen dargestellt. Sie sind am Ende des 19. Jahrhunderts (veröffentlicht 1901) mit einem Objektivprismenspektrographen und einem 27cm-Teleskop aufgenommen worden und besitzen eine bemerkenswerte Qualität.

Abb. 6: Historische Serie von Spektren der Harvard-Klassifikation

Was können wir von den Sternspektren lernen ?

1. Den grundsätzlichen Aufbau eines Sterns

Wir beobachten bei allen Sternen ein kontinuierliches Spektrum mit überlagerten Absorptionslinien (Bild 6).

Jeder Stern muß also in seinem Innern aus einem heißen, dichten Gas bestehen, in dem ein sehr hoher Druck herrscht. Dementsprechend wird dort ein kontinuierliches Spektrum erzeugt (Verschmierung der atomaren Übergänge durch hohen Druck bei großer Dichte, Frei-Gebunden und Frei-Frei-Übergänge bei sehr hoher Temperatur.

Um die beobachteten Absorptionslinien erklären zu können, müssen Druck, Dichte und Temperatur in einer äußeren Schicht stark abnehmen. Dieses kühlere Gas in der Sternatmosphäre prägt nun dem Kontinuum sein Absorptionsspektrum auf. Die Atomen „schlucken" dort mit großer Bereitwilligkeit die zu ihrem Linienmuster passenden Wellenlängen des Lichts (Bild 7), das aus dem Sterninneren nach draußen strahlt: wir beobachten dann die charakteristischen Absorptionslinien.

Zwar senden die Atome der Atmosphäre die aufgenommene Energie infolge der Rücksprünge der Elektronen wieder aus, dies erfolgt jedoch nicht in eine bevorzugte Richtung. Somit wird das dieser Wellelängen erheblich geschwächt, wodurch bei den zugehörigen Bereichen im Spektrum dunklere Bereiche (eben die Absorptionslinien) auftreten.

Abb. 7: Sternaufbau und Prozesse in der Sternatmosphäre

2. Das Vorhandensein bestimmter chemischer Elemente:

Ein Linienmuster im Spektrum ist für den Astronomen das, was der Fingerabdruck für den Kriminalisten bedeutet:

die Identifikation des strahlenden bzw. absorbierenden Elements

Dazu muß man die Linienmuster für die einzelnen Elemente gut kennen. Welches „Linienmuster" zu welchem Element gehört, kann in Laborexperimenten (wie zum Beispiel mit Spektrallampen für Schülerexperimente) ermittelt werden. Kein anderes Atom oder Ion kann zum Beispiel das bereits beschriebene Balmer-Muster des Wasserstoffs reproduzieren, so daß wir grundsätzlich aus dem Spektrum eines Himmelsobjekts seine chemisch Zusammensetzung ableiten können.

Bei komplizierten Elementen, zum Beispiel Eisen, sind tausende von Linien bkannt und katalogisiert. In einem Gas, das aus vielen Elementen besteht, vermischen und überlagern sich die Spektren aller Atome, so daß in Sternspektren ein außerodentliches Gewirr von Linien entstehen kann.

So kompliziert atomare Spektren sein können – im Vergleich zu Spektren, die von Molekülen erzeugt werden, sind sie einfach. Die Energiezustände eines Moleküls sind nicht nur durch die „Bahnen" in den einzelnen Atomen bestimmt, sondern enthalten zusätzliche Energieniveaus, die zum Beispiel durch Vibration oder Rotation der Moleküle entstehen. Sie liegen sehr eng beieinander und werden deshalb „Molekülbanden". Sie fallen allerdings in Sternspektren durch ihre breite und verschmierte Gestalt auf.

Die schwierige Aufgabe des Astronomen besteht nun darin, dieses Gewirr an Linien und Banden zu sortieren und herauszufinden, welches Detail eines Spektrums von welchem Atom oder Molekül erzeugt wurde.

3. Die Temperatur an der Sternoberfläche (Sternatmosphäre):

Ob und in welchem Maße ein Element seine Existenz im Absorptionsspektrum kundtut, hängt größtenteils von der Oberflächentemperatur des jeweiligen Sterns ab.

Bild 8 veranschaulicht, warum die Spektren bei verschiedenen Oberflächentemperaturen ein unterschiedliches Aussehen haben. Astronomen können daher die Temperatur eines Sterns von der jeweiligen Stärke seiner Absorptionslinien ableiten. Wir erkennen, daß beispielsweise die Balmerlinien des Wasserstoffs bei 10.000° Oberflächentemperatur optimal angeregt werden. Entsprechend stark erscheinen sie in Sternen, die diese Temperatur haben (A0-Sterne). In Sternen höherer oder tieferer Temperatur sind sie dagegen schwächer oder fehlen ganz. Für die anderen Elemente (und die ihnen zugeordneten charakteristischen Linien) gilt ähnliches, nur in anderen Temperaturbereichen. So wird verständlich, daß auch die Intensitätsverhältnisse von Linien eine Aussage über die Temperatur ermöglichen. Da aber das Auftreten bestimmter Linien und ihre Intensitätsverhältnisse zueinander zur Klassifikation von Sternspektren herangezogen wurden, wird deutlich, daß die Harvard-Klassifikation im wesentlichen eine Reihung der Oberflächentemperatur ist.

Abb. 8: Die Temperaturabhängigkeit für das Auftreten einiger Linien stellarer Atome bzw. Ionen

Damit sind wir am Ziel angekommen:

Der Vergleich der Harvard-Klassifikation mit der temperaturabhängigen Absorptionswahrscheinlichkeit einiger typischer atomarer Linien zeigt, daß die Reihung

O --- B --- A --- F --- G --- K --- M

eine Temperatursequenz ist. Die „Aufnahme und Analyse von Sternspektren" kann also zur Bestimmung  der Oberflächentemperatur der Sterne benutzt werden. Durch das Aussehen eines Spektrums kann diese unter Beachtung besonderer Detailfragen, wie zum Beispiel

  • wie stark ist die Balmerlinie des Wasserstoffs?
  • kann man die „H"- und „K"-Linien von Ca+ erkennen?
  • wenn ja wie stark?
  • wie stark ist die „K"-Linie im Vergleich zur „H"-Linie?
  • besitzt das Spektrum viele oder nur ganz wenige Linien?
  • kann man Molekülbanden erkennen?

recht genau einer Harvard-Klasse zugeordnet werden. Mit dieser Zuordnung hat man dann auch die Temperatur des Sterns in seiner Atmosphäre bestimmt.

In Bild 9 werden die Spektralklassen gemeinsam mit den maßgeblichen Temperaturen , typischen Spektren und einigen Klassifikationshilfen zusammengefaßt.

Abb. 9: Leuchtkraftklassifikation aus der Linienbreite

Ernst Pollmann

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