Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Entdeckungen zuschauen. Denn zu dieser Zeit wurden die ersten wichtigen theoretischen Hintergründe erkannt, die halfen herauszufinden, warum die Sonne denn nun Tag für Tag Licht und Wärme spendet.

2.1. Den Linien auf der Spur
    Der lange Weg zur Lösung des Rätsels der Energiequelle der Sonne begann Anfang des 19. Jahrhundert mit Joseph Fraunhofer. Der deutsche Optiker entwickelte verschiedene optische Instrumente wie feingeschliffene Linsen, Prismen und auch Teleskope, um auf diese Weise systematische, spektroskopische Untersuchungen des Lichts durchführen zu können. Wie schon der Brite Isaac Newton um 1730 herausgefunden hatte, kann man das Farbgemisch, etwa das des Sonnenlichts, auffächern, wenn man es durch ein Prisma schickt. Auf einem Schirm hinter dem Prisma sieht man dann die im Licht enthaltenen Spektralfarben, das sogenannte Spektrum. Im Falle des Sonnenlichts also Rot, Orange, Gelb, Grün, Türkis und Blau. Ein Regenbogen ist ein natürliches Spektrum, bei dem die Regentropfen als Prisma wirken. Physikalisch entspricht den verschiedenen Farbeindrücken des Auges eine bestimmte Wellenlänge des Lichtes. So hat rotes Licht z.B. eine größere Wellenlänge als blaues Licht.
    Um Licht mit einzelnen, ganz bestimmten Farben künstlich zu erzeugen, experimentierte der junge Fraunhofer mit verschiedenen Lichtquellen wie z.B. Feuer und 1814 auch mit Sonnenlicht. Dabei erkannte er, dass das Sonnenspektrum mit unzähligen stärkeren und schwächeren dunklen Linien »verziert« ist. Sie teilen das farbige Spektrum scheinbar in viele kleine Abschnitte auf, so als ob das Licht bei diesen Wellenlängen von irgendetwas »weggestohlen« würde. Abbildung 2.1 veranschaulicht solche Spektren. Er begann, diese vertikalen Linien und deren Wellenlängen akribisch zu katalogisieren, wobei er die am stärksten ausgeprägten Linien von A bis K durchbuchstabierte und schwächere Linien mit weiteren Kleinbuchstaben bezeichnete. Insgesamt identifizierte er auf diese Weise über 500 solcher Spektrallinien. Dank verbesserter Instrumente wissen wir heutzutage von vielen Tausenden dieser Linien im Sonnenspektrum.
    Auch anderen Wissenschaftlern vor Fraunhofer, wie z.B. dem englischen Chemiker William Wollaston 1802, waren schon einige dieser dunklen Streifen im Spektrum des Sonnenlichts aufgefallen. Allerdings wurde zu jener Zeit solchen Beobachtungen noch keinerlei Beachtung geschenkt. Erst Fraunhofer erkannte, dass diese Linien eine Eigenschaft des Sonnenlichts darstellen, da er genau die gleichen Signaturen in den Spektren von Wolken, dem Mond oder von Planeten gefunden hatte. Da diese Objekte nicht selbständig leuchten und nur das Sonnenlicht reflektieren, musste es sich also um eine Charakteristik des Sonnenlichts handeln. Doch noch wusste niemand genau, wie diese Linien zu erklären sind. Die auch heute noch als »Fraunhofer’sche Linien« bezeichneten dunklen Streifen im Sonnenspektrum waren eine der fundamentalsten Entdeckungen der Naturwissenschaft.
    Man kann sich diese Linien wie einen Barcode auf einer Kekspackung vorstellen. Auf engstem Raum ist eine erstaunliche Menge von Informationen verpackt, die an der Kasse entschlüsselt werden kann. Ein Sternspektrum gleicht nun diesem Keks-Barcode, und die Astronomen möchten natürlich alle Informationen, die in einem Spektrum verschlüsselt sind, vollständig entschlüsseln. Durch die Analyse seines Lichts, sozusagen also durch die Entschlüsselung seines spektralen Barcodes, kann sehr viel über einen Stern und seine Natur herausgefunden werden. Deswegen ist die Spektroskopie ein Hauptarbeitsgebiet in der Astronomie. Auch meine Arbeit zur chemischen Zusammensetzung von alten Sternen basiert auf spektroskopischen Beobachtungen.

Abb. 2.1: Spektren verschieden heißer Sterne. Die Fülle der dunklen Absorptionslinien hat schon Fraunhofer 1814 beobachtet. Annie Jump Cannon hat Spektren wie diese anhand ihrer Linienstärken klassifiziert, denn so werden sie am Teleskop aufgenommen. Die Spektralklassen (links) werden in Kapitel 2.3 und 7.2 beschrieben
    Der Durchbruch, der schließlich zum Verständnis dieser Beobachtungen führte, sollte erst ca. 45 Jahre nach Fraunhofers Beschreibung der Spektrallinien im Sonnenspektrum gelingen. Um 1853 hatte der schwedische Physiker Anders Jonas Ångström verschiedene Theorien über das von Gasen ausgesendete Licht und deren Spektren vorgelegt. Ähnliche Arbeiten zu den spektralen Eigenschaften von Licht glühender Metalle sowie von