• vom 14.03.2014, 11:55 Uhr

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Update: 14.03.2014, 11:55 Uhr

Astronomie

Die Sprache des Lichts




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Von Christian Pinter

  • Vor 200 Jahren entdeckt, wurden die Spektrallinien zum wichtigsten Forschungsinstrument der Astronomen. Sie zeigen chemische Elemente an - und sie dienen als kosmischer Zollstock.

Die Nova Delphini 2013 zeigte helle Emissionslinien, wie dieses Amateurspektrum samt Histogramm belegt. - © Pinter

Die Nova Delphini 2013 zeigte helle Emissionslinien, wie dieses Amateurspektrum samt Histogramm belegt. © Pinter

Bayern, 1814: In einer Glashütte, eingerichtet im aufgelösten Benediktinerkloster von Benediktbeuern, verbessert der geniale Handwerkersohn Joseph Fraunhofer alle Schritte der Glas-erzeugung. Er will Teleskoplinsen von unerreichter Qualität herstellen. Um die Brechkraft seiner Rohlinge aus Kron- und Flintglas zu bestimmen, sucht er klar erkennbare "Markierungen" im Sonnenlicht. Schon Isaac Newton hatte es knapp 150 Jahre zuvor mit einem Prisma in Regenbogenfarben zerlegt: Rot, Orange, Gelb, Grün, Blau und Violett.

In diesem kontinuierlichen Spektrum laufen die Farben nahtlos ineinander über. Um das genauer zu untersuchen, umgibt Fraunhofer sein Glasprisma mit weiteren optischen Elementen. Er erfindet das Spektroskop. Dieses zeigt ihm "fast unzählig viele starke und schwache vertikale Linien" im Farbenband der Sonne. Bald wird Fraunhofer auch im Spektrum der Venus oder des Fixsterns Sirius dunkle Linien ausmachen.


Die Ursache dieser Fraunhofer-Linien bleibt fast ein halbes Jahrhundert lang ungeklärt, nämlich bis zu den bahnbrechenden Experimenten von Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff in Heidelberg. Wie diese der Welt 1860 mitteilen, zeigen Spektrallinien die Anwesenheit chemischer Elemente an - sowohl im irdischen Labor als auch auf der Sonne.

Kirchhoff entschlüsselt gleichsam die "Sprache des Lichts": Unter sehr hohem Druck liefern Gase ein kontinuierliches Spektrum. Daher spielt das Licht der Sternoberfläche gleichzeitig in allen Farben und wirkt fürs Auge mehr oder weniger weiß. Erst die chemischen Elemente in der darüber ruhenden, dünneren Sternatmosphäre prägen dem kontinuierlichen Spektrum dunkle Linien auf. Verdampft man die gleichen Elemente im Bunsenbrenner, produzieren sie helle Linien - an den exakt selben Stellen im Farbenband. Der Vergleich verrät also das Inventar der stellaren Gashülle. Somit erlaubt die Spektralanalyse erstmals sichere Aussagen über die Zusammensetzung astronomischer Objekte.

Pickerings Harem
An der Vatikansternwarte mustert Pater Angelo Secchi bis 1877 die Spektren von 4000 Sternen. Er teilt die fernen Sonnen in Spektraltypen ein. Schließlich hält man die Farbbänder, freilich in Grautönen, auch auf Fotoplatten fest. Das erleichtert ihre präzise Auswertung. Am Harvard College Observatory in Massachusetts setzt Direktor Edward Pickering ein dünnes Glasprisma vors Fernrohrobjektiv. Jede Platte hält so gleichzeitig Dutzende kleiner Sternspektren fest. Tagsüber analysiert Pickerings ehemalige Haushälterin Williamina Fleming mehr als 600 solcher Fotografien, mit über 28.000 Spektren.

In den Achtzigerjahren des 19. Jahrhunderts heuert Pickering sogar ein Dutzend weiblicher Arbeitskräfte an. Frauen sind billiger als Männer. Die Auswertung der fotografischen Spektren öffnet ihnen den Weg in die Astronomie, wenngleich so mancher Astronom spöttisch von "Pickerings Harem" spricht. Fleming ersinnt für die Sternspektren ein komplexes Einteilungsschema, dessen Schubladen mit den Buchstaben des Alphabets versehen werden. Pickering streicht etliche. Dem verbleibenden Sextett stellt Flemings Kollegin Annie Jump Cannon noch eine siebente Klasse voran.

Das fertige Schema mit den Kategorien O, B, A, F, G, K und M setzt sich 1922 durch. Der Merkspruch "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me" wird legendär, wobei weibliche Astronomen heute statt "Girl" auch "Guy" sagen dürfen; dieser Spektralklasse "G" gehört übrigens auch unsere Sonne an. Die Abfolge der Klassen spiegelt fallende Hitze wider - von den unglaublich heißen, ganz leicht bläulichen O-Sternen bis hin zu den etwas rötlichen M-Sternen mit schon recht gemäßigten Temperaturen. Als 1995 die extrem kühlen Braunen Zwergsterne entdeckt werden, fügt man hinten noch die Klassen L, T und Y an.

1913 entwickelt der Däne Niels Bohr sein Atommodell. Es ist heute zwar überholt, erklärt das Zustandekommen der Linien aber anschaulich. Demnach ziehen Elektronen auf genau festgelegten Bahnen um ihren Atomkern. Von Energie angeregt, springen sie auf eine höhere. Dabei wird das Licht jener Wellenlänge verschluckt (absorbiert), die der Energiedifferenz der beiden Bahnen entspricht: Dunkle Absorptionslinien entstehen. Stürzen die Elektronen hingegen auf eine energieärmere Bahn hinab, wird farbiges Licht derselben Wellenlänge ausgestrahlt (emittiert). Es kommt zu hellen Emissionslinien. Bei jedem Atom existieren mehrere, aber typische Start- und Landebahnen. Deshalb produziert jedes Element seine charakteristischen Linienserien.

Spektren sind für Chemiker somit ähnlich beredt, wie Fingerabdrücke für Kriminalisten. Sie geben sogar die physikalischen Bedingungen am "Tatort" preis: So erkennt Pickerings Mitarbeiterin Antonia Maury, dass ansonsten ähnliche Spektren teils breite, teils aber schmale Linien aufweisen können. Das hängt von der Teilchendichte im Gas ab. Hoher Druck macht die Linien breiter. Der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung nützt diese Entdeckung später, um Zwergsterne von Riesensternen zu unterscheiden.

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Schlagwörter

Astronomie, Spektrallinien, Extra

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Copyright © Wiener Zeitung Online 2018
Dokument erstellt am 2014-03-13 17:26:12
Letzte ─nderung am 2014-03-14 11:55:22



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