Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Lichtwellenlänge, mit der der Sprung angeregt werden kann.
    Die Sprünge zwischen den Energieniveaus haben also zur Folge, dass Photonen mit ganz bestimmten Energien – Wellenlängen – aufgebraucht werden, während andere überhaupt nicht betroffen sind. Dementsprechend »fehlen« dem Sternlicht nach Durchqueren der Sternatmosphäre plötzlich bestimmte Wellenlängen. Genau dieser Effekt ist in Sternspektren beobachtbar: Die dunklen Fraunhofer-Linien sind nichts anderes als die fehlenden Wellenlängen, die das Licht sozusagen als »Zollzahlung« beim Verlassen des Sterns zurücklassen musste. Astronomen nennen diese Linien Absorptionslinien. Die Entstehung eines Absorptionslinienspektrums ist schematisch in Farbabbildung 7.C gezeigt.
    Umgekehrt funktioniert es aber auch: So genannte Emissionsspektren entstehen, wenn man ein gleichmäßig heißes Gas beobachtet. Dort befinden sich alle Elektronen auf hochenergetischen Niveaus. Ab und zu springen die Elektronen auf ein niedrigeres Niveau, wobei sie die jeweilige Energie in Form eines Photons wieder abgeben. Das Licht des Gases erhält somit zusätzliche Energie bei den entsprechenden Wellenlängen. Spiralgalaxien und irreguläre Galaxien sowie Planetarische Nebel zeigen viele Emissionslinien, da sie einem riesigen Gasnebel ähneln. Die Entstehung eines Emissionslinienspektrums ist in Farbabbildung 7.C in der Mitte schematisch dargestellt.
    Obwohl Gustav Kirchhoff noch nichts von den Details des Atomaufbaus und den Niveauübergängen wusste, konnte er aufgrund seiner Experimente schon um 1860 die drei Haupttypen von Spektren unterscheiden. Damit konnte er generell vorhersagen, ob ein kontinuierliches Spektrum, ein Emissionsspektrum oder ein Absorptionsspektrum bei der Beobachtung von verschiedenen Lichtquellen erwartet werden kann. Erst mit dem Bohr’schen Atommodell konnte dieses Verhalten der Spektrallinien physikalisch erklärt werden, was einen weiteren Schritt auf dem Weg zur Quantenmechanik bedeutete. Diese drei Regeln von Kirchhoff sind heute noch genauso aktuell wie vor 150 Jahren und finden besonders in der analytischen Chemie und natürlich in der Astronomie Anwendung. Sterne haben grundsätzlich Absorptionsspektren, es sei denn, sie haben eine besonders aktive Oberfläche oder sind aus irgendeinem Grund von heißem Gas umgeben, was z.B. in einem Doppelsternsystem vorkommen kann. Dann sieht man neben den Absorptionslinien zusätzlich Emissionslinien, die auf das heiße Gas zurückzuführen sind.
    Mit astronomischen Beobachtungen kann man zunächst nur die äußere Hülle des Sterns untersuchen – das gilt auch für die Spektroskopie. Das Sterninnere bleibt verborgen, genauso wie man bei einem Menschen auch nur das Äußere, also die Haut, und nicht die inneren Organe sehen kann. Zum Glück gibt es verschiedene Möglichkeiten, doch noch an wichtige Informationen über das zu gelangen, was im Sterninneren vor sich geht. Nur so können Rückschlüsse auf das Sterninnere gezogen werden.
    Mit Hilfe von Spektroskopie kann also etwas über die Eigenschaften des Sternatmosphärengases herausgefunden werden. Denn jedes chemische Element zeigt ein charakteristisches Linienmuster im Spektrum. Die Gesamtheit der Absorptionslinien in einem Spektrum verrät somit, welche Elemente sich in der Atmosphäre durch das Absorbieren bestimmter Wellenlängen bemerkbar gemacht haben. Die wichtigsten und oft auch stärksten Linien in einem Sternspektrum sind die Wasserstofflinien der sogenannten Balmerserie. Die stärkste dieser Linien, Hα genannt (H steht für Wasserstoff, α für die stärkste dieser Wasserstofflinien), befindet sich bei einer Wellenlänge von 656 nm im roten Spektralbereich. Die ganze Serie entsteht, wenn Elektronen vom zweiten Niveau auf weiter außen liegende Niveaus springen (siehe auch Abb. 2.3). Denn der Übergang vom zweiten zum dritten Niveau benötigt ein Photon mit der Wellenlänge von 656 nm. Viele hübsche Nebel verdanken ihre rote Farbe dem Wasserstoff und dabei besonders der Hα-Emissionslinie. Weiterhin sind die Fraunhofer’schen Kalziumlinien H und K extrem stark ausgeprägt. Sie befinden sich bei 397 und 393 nm im violetten Spektralbereich. Die Kalzium- H -Linie überlappt fast komplett mit einer der Balmerlinien, Hε. Zusätzlich können die Elemente in neutraler und ionisierter Form in der Sternatmosphäre vorkommen. Kalzium H und K gehen auf ionisiertes Kalzium zurück. Dagegen befindet sich die stärkste Linie des neutralen Kalziums bei