Spektroskopie

Licht selbst ist eine elektromagnetische Welle, die sowohl Wellencharakter als aus Teilchencharakter besitzt. Man spricht deshalb auch vom „Wellen-Teilchen-Dualismus“. Genau genommen versteht man unter Licht das gesamte elektromagnetische Spektrum. Licht kann sich ohne Medium, also im Vakuum, ausbreiten und zwar mit der größtmöglichen Geschwindigkeit überhaupt, der Lichtgeschwindigkeit, etwa 300 000 Kilometer pro Sekunde. Energiereiches Licht hat eine hohe Frequenz und kleine Wellenlänge, energiearmes Licht eine niedrige Frequenz und eine große Wellenlänge. Im Prinzip sind alle elektromagnetischen Wellen physikalisch gleich, sie unterscheiden sich nur im Energiegehalt. Vom gesamten elektromagnetischen Spektrum, welches von den Gammastrahlen über Röntgenstrahlen und UV-Strahlen und das für uns sichtbare „Optische Licht“ über Infrarotstrahlen bis zu den Radiowellen reicht, gelangen durch unsere Atmosphäre nur zwei Bereiche: 1. das Optische Spektrum, welches wir mit unseren Augen „sehen“ können und 2. die Radiowellen.

Die Strahlungsgesetze erklären die Entstehung der verschiedenen Spektren. Das „Kontinuierliche Spektrum“ wird von einem normalen Weißlichtstrahler erzeugt. Heißes Gas erzeugt ein „Emissionsspektrum“, wohingegen ein Weißstrahler, dessen Licht durch ein kühles Gas strahlt, ein „Absorptionsspektrum“ erzeugt. Astronomische Spektren sind vorwiegend Absorptionsspektren. Kirchhoff und Bunsen fanden 1860 die Grundkenntnisse der Entstehung dieser Spektrallinien. Die Frage, warum die Sternspektren so verschieden sind, lässt sich folgendermaßen beantworten: Die Photosphäre eines Sterns erzeugt ein kontinuierliches Spektrum, aus dem die Chromosphäre einige Linien herausfiltert, eben die Absorptionslinien. Diese Linien werden durch Atome oder Moleküle in verschiedenen Erregungszuständen erzeugt, wobei jedes Element sein eigenes individuelles Linienmuster hat. Welche Atome oder Moleküle nun erregt werden, hängt wiederum von der Temperatur der Photosphäre ab, denn jedes Atom oder Molekül hat sein Erregungsmaximum und damit sein Maximum an Linienstärke in einem bestimmten Temperaturbereich. Helium, Wasserstoff und Silizium brauchen hohe Erregungstemperaturen, Eisen oder Kalzium und die Moleküle brauchen geringere Temperaturen. Heiße Sterne zeigen daher die Linien des Wasserstoffs und sogar Heliums, wohingegen kühlere Sterne die Linien von Eisen oder Kalzium oder sogar Moleküllinien zeigen.

Erst die Atomphysik konnte erklären, welche Mechanismen zur Bildung des Spektrums oder der Spektrallinien führen. Die Elektronen eines Atoms vollführen sog. „Quantensprünge“ auf und von verschiedenen Bahnen und nehmen dabei Energie auf oder geben diese ab. Bei der Energieabgabe erfolgt diese mittel sog. Photonen, die einen bestimmten Energiegehalt haben. Dieser Energiegehalt des Photons bestimmt wiederum die Frequenz des ausgestrahlten Lichts und damit seine „Farbe“, ob diese nun für das menschliche Auge sichtbar ist oder nicht.

Es werden im Prinzip zwei Mittel benützt um das Licht spektral in seine Farbkomponenten zu zerlegen. Das Prisma bedient sich des physikalischen Prinzips der Brechung und erzeugt ein „verzerrtes“ Spektrum mit großem Blau- und kleinem Rotbereich. Das Gitter gibt es in zwei Ausführungen, einerseits als Durchlassgitter, andererseits als Reflexionsgitter. Beide Gitterformen benützen das physikalische Prinzip der Beugung und erzeugen ein „regelmäßiges“ Spektrum, bei der eine gleichmäßige Farbverteilung der einzelnen Komponenten vorliegt. Prisma und Gitter können beide in Geräte mit Spalt oder ohne Spalt eingebaut werden. Spaltlose Anordnungen erzeugen Spektren von allen im Blickfeld befindlichen Sternen, mit Spaltvorrichtungen kann man die Spektren der einzelnen Sterne einzeln darstellen.

Die Geschichte der astronomischen Spektroskopie beginnt 1817 mit Fraunhofer, der als erstes das Licht der Sonne mit einem Prisma zerlegte und die dabei beobachteten Linien von rot her beginnend mit den Buchstaben des Alphabets belegte. Die heutigen modernen Spektralklassen haben aber mit diesen Buchstaben nichts zu tun. Diese wurden erst 1918 im Henry Draper Katalog (HD) eingeführt. Auch hier wurden für die neu geschaffenen Spektralklassen die Buchstaben des Alphabets benützt. Als Hauptkriterium der Klassifikation diente die Stärke der Wasserstofflinien; also hatte A die stärksten H-Linien, B schwächere und so weiter. Knapp vor Veröffentlichung des Katalogs erkannte man, dass man die Sterne nach ihrer Oberflächentemperatur ordnen musste und so kam man zu der heute bekannten Reihenfolge „O B A F G K M“ und einige Sonderklassen. Als Merkspruch nimmt man gerne den Satz „Oh, Be A Fine Girl(Guy), Kiss Me“.

Jeder Stern hat eine eigene Spektralklassifikation nach der Harvard-Klassifikation, welche von den heißesten O-Sternen bis zu den kühlen M-Sternen reicht. Die Grundlage ist die systematische Variation der Stärke der einzelnen Absorptionslinien. Jede der 7 Hauptklassen wird dezimal in je 10 Unterklassen eingeteilt. Der erste Henry Draper Katalog umfasst 359 082 Sterne.

Die Klassifikation in die 7 Hauptgruppen ist schon mit freiem Auge relativ leicht zu bewerkstelligen, wenn man die für jede Gruppe oder „Übergruppe“ charakteristischen Linienmuster kennt. Schon relativ einfache Mittel, wie ein Prisma vor dem Objektiv oder das kleine Gitterspektroskop auf unserer Sternwarte in Michelbach vor das Okular, ermöglicht eine rasche Klassifikation direkt am Fernrohr mit dem freien Auge; und das nach nur kurzer Einübungszeit! Alle nötigen Unterlagen dazu können Sie vom Autor dieses Artikels bekommen (siehe unten!).

Auch die Leuchtklasse der Sterne kann mit dem Spektrum ermittelt werden, allerdings mit erheblich größerem Aufwand.

Abschließend noch ein paar Beispiele für Vertreter der einzelnen Spektralklassen:

Klasse O: Oriongürtelsterne, Trapez im Orion. Klasse B: Plejadensterne, Rigel, Spica, Regulus. Klasse A: Vega, Deneb, Atair, Sirius. Klasse F: Procyon, Polarstern. Klasse G: Capella, Alpha Centauri – u. unsere Sonne! Klasse K: Arcturus, Aldebaran. Klasse M: Beteigeuze; Mira, Proxima Centauri und unser Namensgeber Antares!

Abschließend möchte ich jedem Interessenten viel Spaß bei den ersten Schritten zur Erforschung dieses faszinierenden und wichtigen Teilgebietes der Astronomie wünschen. Man braucht dazu nur das Gitterspektroskop auf unserer Sternwarte – und gutes Seeing!

Dieser Artikel soll nur ein kleiner Überblick über die astronomische Spektroskopie sein. Für ausführlichere Darstellungen dieses Themas können sie sich gerne bei einem der nächsten Vereinsabende an den Autor dieses Artikels wenden. Dieser überlässt Ihnen gerne seine Quellen. Nehmen Sie nur einen USB-Stick mit! Überdies soll dieser Artikel das Interesse an diesem Thema wecken um mit dem vereinseigenen Gitterspektroskop auf der Sternwarte in Michelbach selbst seine ersten Versuche auf diesem interessanten Gebiet zu machen.