Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

einem Regenbogen vor uns aufspaltet. Ein einfaches Prisma funktioniert auf die gleiche Weise. Wie in Farbabbildung 7.B schematisch dargestellt ist, werden die Wellenlängen des Lichts an der Glasfläche unterschiedlich stark gebrochen, aber nicht auch noch reflektiert. Kurzwelliges violettes Licht erfährt die stärkste Brechung, während langwelliges rotes Licht weniger stark abgelenkt wird. Das Resultat: Weißes Licht wird in seine Spektralfarben aufgespaltet.

Abb. 7.B
    Diese Technik des Lichtaufbrechens machen sich Astronomen schon seit langem zunutze, indem sie das Sternlicht aufspalten und als Spektrum aufnehmen. Fraunhofer konnte so schon um 1800 Wichtiges über die Natur der Sonne erkennen. Bald darauf etablierte sich die Spektroskopie als naturwissenschaftliche Untersuchungsmethode. Parallel dazu wurden allerlei Spektrometer und Spektrographen entwickelt, die bald in jedem besseren Labor zu finden waren. In der Astronomie ermöglichte die Spektroskopie zum ersten Mal, die Physik und Chemie ferner Himmelskörper genauer zu studieren und sie trotz ihrer großen Entfernungen gewissermaßen ins Labor zu holen. Auch aus der modernen Astrophysik sind Spektrographen nicht wegzudenken. Die heutigen Apparaturen sind nur wesentlich größer als die zu Fraunhofers Zeiten, und unsere zu beobachtenden Objekte sind viel, viel weiter entfernt.
    Die moderne Spektralanalyse basiert immer noch auf den gleichen Prinzipien und Erkenntnissen, die Fraunhofer eingeführt hat. Ein prominentes Beispiel sind die Fraunhofer-Linien des Kalziums, auch H und K genannt. Sie sind zwei der am stärksten ausgeprägten Linien in den meisten Sternspektren und helfen somit, sich in einem linienreichen Spektrum zu orientieren.
    Aber was hat es mit den Spektrallinien grundsätzlich auf sich? Die Spektroskopie ist auch Thema in Kapitel 2.2, dort in erster Linie aber unter historischen Aspekten. Machen wir nun noch einmal einen kleinen Abstecher in die Atomphysik und betrachten, was genau mit dem Sternlicht auf dem Weg zum Spektrographen passiert. Zugunsten einer zusammenhängenden Darstellung ist die eine oder andere Wiederholung hier nicht ganz vermeidbar.
    Spektroskopiert man das Licht eines glühenden, festen oder flüssigen Körpers wie z.B. eines Wolframdrahts in einer Lampe oder einer Eisenschmelze, erhält man ein sogenanntes kontinuierliches Spektrum, das sehr hübsch alle Regenbogenfarben zeigt. Ein Beispiel wird in Farbabbildung 7.C gezeigt. Ein Sternspektrum sieht bei näherem Hinsehen allerdings etwas anders aus. Wie Fraunhofer schon beobachtet hatte, befinden sich dunkle Linien in diesen Spektren. Kein Wunder, denn ein Stern mit seinen vielen Gasschichten ist komplizierter aufgebaut als ein einfacher glühender Körper. Das Licht des Sterns kommt aus dem heißen Zentrum, wo die Kernreaktionen ablaufen. Auf seinem Weg zu uns muss das Licht also durch eine dicke Schicht von kühlerem Gas in der äußeren Sternatmosphäre hindurch. Aber dies geschieht nicht ohne Verluste.

Abb. 7.C
    Erinnern wir uns daran, wie ein Atom aufgebaut ist. Die positiv geladenen Atomkerne werden von negativ geladenen Elektronen umschwirrt. Im Grundzustand gibt es gleich viele Elektronen wie Protonen im Kern, so dass das Atom nach außen hin elektrisch neutral ist. Die Elektronen sausen auf verschiedenen Bahnen, die ihren Energien entsprechen. Statt von Bahnen, die im Bohr’schen Atommodell doch zu sehr an Planetenbahnen erinnern, sollte man in der Atomphysik eher von Energieniveaus sprechen. Niederenergetische Elektronen halten sich dabei meist näher am Kern auf, während sich Elektronen mit höherer Energie weiter vom Kern entfernt bewegen. Normalerweise befinden sich alle Elektronen auf Niveaus mit der niedrigstmöglichen Energie. Dies ist der Grundzustand, der für das Atom am energiesparendsten ist. Wenn aber das Licht aus dem heißen Sternzentrum die kühlere Sternatmosphäre durchstrahlt, fangen die Elektronen an, auf höhere Energieniveaus zu springen. Das kann man sich folgendermaßen vorstellen: Die Lichtteilchen – Photonen – aus dem Sterninneren haben alle möglichen Energien. Wenn ein solches Photon auf ein Atom trifft und es genügend Energie besitzt, die für einen Elektronensprung zwischen zwei Energieniveaus im Atom benötigt wird, nutzt das Elektron die Situation und springt auf das höhere Niveau. Das Photon verschwindet dabei. Jedem Elektronensprung entspricht eine ganz bestimmte Energiedifferenz und damit auch eine ganz bestimmte