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6.Astronomische Anwendungsgebiete der Spektroskopie

6.1.Das Hertzsprung-Russel-Diagramm

Die Farbe eines Sterns ist der wichtigste qualifizierende Faktor für seine Position im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
Diese Farbe wird jedoch durch die vorkommenden Absorbtionslinien nur minimal beeinflußt.
Vielmehr spielt die Temperatur des Sternenplasmas hierfür die entscheidende Rolle.
Wie schon erwähnt verändert sich die Glutfarbe von Stoffen mit ihrer Temperatur. Je bläulicher, also auch energiereicher das Abgegebene Licht,
desto heißer ist das Plasma.
Das bedeutet also, daß ein roter Stern eher kühl ist im Vergleich zu einem jungen, violettem Stern.
Tatsächlich liegt das Strahlungsmaximum eines jungen Sterns zunächst im oberen UV-Bereich.
Mit einem Einstrahlphotometer läßt sich für jeden Stern eine genaue Farbkurve zeichnen. Aus dieser Kurve läßt sich dann seine Farbtemperatur
erkennen und diese gibt Rückschlüsse auf seine Temperatur und auf die Fusionsprozesse in seinem Innern.
Das Sonnenspektrum entspricht bis auf kleinere Abweichungen einer Farbtemperatur von 5780 K.

spektralgitter
Die Spektren von Sirius und Betelgeuse
Spektrum auf Bastlerniveau mit einem selbstgewickelten Nylongitter über M6-Schrauben...

6.1.1.Dunkelnebel

Auch Dunkelnebel strahlen mit ihrer spezifischen Farbtemperatur, jedoch ist diese eben so niedrig, daß ihre Farbe im Infrarot oder im oberen
Radiobereich liegt. Mit Infrarotphotometern wird eben der Infrarotteil des Spektrums vermessen, was Rückschlüsse auf die Temperatur der
Dunkelnebel ermöglicht.

6.2.Messung der Rotverschiebung
6.2.1.Der Dopplereffekt

Ein Auto, daß an einem Menschen vorüberfährt, scheint beim Herannahen ein helleres Geräusch von sich zu geben, als beim Entfernen, obwohl
sich seine Motordrehzahl kaum geändert hat. Ein Martinshorn oder einfach die Hupe macht den Effekt noch deutlicher.
Hervorgerufen wird dies durch den Dopplereffekt. Die Geschwindigkeit des Fahrzeugs bewirkt, daß die Wellenfronten des Schalls vor dem Fahrzeug "gestaucht" und hinter dem Fahrzeug "in die länge gezogen" werden.
Physikalisch gesehen, muß man die Strecke, die das Fahrzeug bei der Annäherung zwischen zwei Wellenbergen zurücklegt, von der Wellenlänge
abziehen, da ja ein neuer Wellenberg eben um diese Strecke näher an seinem Vorgänger entsteht, als bei Stillstand des Wagens.
Dadurch ändert sich für die vorauseilenden Wellen auch deren Frequenz, während die zurückeilenden Wellen auseinandergezogen werden und somit
eine größere Wellenlänge haben.
Diesen Effekt erfährt auch das Licht, das von Sternen ausgesandt wird, die sich schnell von uns entfernen.
Die Wellenlänge vergößert sich und das Licht verfärbt sich zum rötlichen hin. Blaue Lichtanteile wandern zunehmend in den roten Teil des Spektrums,
 während ultraviolette Strahlungsanteile ihren Platz einnehmen.
Mit den Lichtfarben wandern aber auch die Spektrallinien. Da aber die Abstände zwischen den Linien der vorkommenden Atomarten immer gleich
 bleiben und genau vermessen sind, läßt sich nun nachvollziehen, um wieweit sich die Wellenlänge durch den Dopplereffekt verändert hat.
Dadurch kann man nun auch ausrechnen, mit welcher Geschwindigkeit sich Stern und Erde voneinander entfernen.
Je weiter man in das Universum blickt, umso stärker wird die Rotverschiebung, das heißt, je weiter weg eine Galaxie von uns ist, umso schneller
 scheint sie sich von uns zu entfernen. Diese Beobachtungen führten zur Theorie über die Ausdehnung des Universums.

6.2.2.Die Rotverschiebung bei Doppelsternen
Die Spektroskopische Vermessung von Sternen ermöglicht unter gewissen Umständen das Erkennen von Doppelsternsystemen, selbst dann,
wenn beide Komponenten für eine Optische Trennung zu dicht zusammenstehen.
Die Komponenten eines Doppelsterns kreisen um ihren Gemeinsamen Schwerpunkt. Im Extremfall zweier gleich großer Doppelsterne,
befindet sich der Schwerpunkt genau in der Mitte zwischen den beiden Komponenten. Ansonsten gilt vereinfacht, daß die kleinere Komponente
um die größere Kreist.
Wir gehen vom letztgenannten, einfachen Fall aus. Die große Komponente des Systems ändert ihren Abstand von einem Beobachter kaum.
Die kleinere Komponente hingegen bewegt sich auf ihrer Umlaufbahn. Dabei nähert oder entfernt sie sich vom Beobachter.
Die Analyse erfolgt über die Fraunhoferschen Linien im Spektrum des Doppelsterns, als Beispiel sei hier die recht deutliche Natriumlinie gewählt.
Diese Linie ist im Spektrum beider Komponenten enthalten.
Befindet sich der umlaufende Stern in einem Bahnabschnitt, in dem er sich auf den Beobachter zu bewegt, so erfährt sein Licht eine Blauverschiebung.
Genauso ergeht es der Natriumlinie. Dadurch das die große Komponente im System ihre Position fast nicht verändert, tritt keine Rot- oder
Blauverschiebung auf. Die Natriumlinie teilt sich. Der Teil der Abschattung, der vom umlaufenden Stern stammt, wandert zum blauen Spektralbereich hin, während die Linie des relativ feststehenden Sterns an ihrer angestammten Position verbleibt.
Läuft der kleinere der beiden Doppelsterne vor oder hinter dem größeren her, so ändert sich die Entfernung zum Beobachter kaum. Die „beiden“ Linien
liegen wieder übereinander. Beginnt nun der kleine Stern, sich vom Beobachter zu entfernen, so erfährt er umgekehrt eine Rotverschiebung.

Dopplereffekt am Doppelstern 

Die Erkennung der Doppelsterneigenschaft ist natürlich nur möglich, wenn wir nicht genau von oben auf die Rotationsebene sehen, sonst würde
sich die Entfernung ja nicht ändern.
Die stärke der Rotverschiebung eines Doppelsterns erlaubt Rückschlüsse auf die Umlaufgeschwindigkeit des Doppelsternsystems. Ein auf diese
Weise erkannter Doppelstern heißt „Spektroskopischer Doppelstern“


6.2.3.Die Rotverschiebung bei Quasaren und Galaxien
Als sicherste Entfernungsmessung zu einer Galaxie gilt heute allgemein die Vermessung von d-Cephei-Veränderlichen in der Galaxie. Die genau
bekannte Beziehung zwischen Pulsationsdauer und Leuchtkraft erlaubt, die absolute Helligkeit des Sterns anhand der beobachteten Periode zu
bestimmen. Aus errechneter absoluter Helligkeit und der beobachteten scheinbaren Helligkeit läßt sich die Entfernung bestimmen.
Diese Methode versagt natürlich, sobald eine Galaxie zu weit entfernt ist, um im Innern Enzelsterne zumindest fotografisch aufzulösen.
Um die Entfernung solcher Objekte einzuschätzen vermißt man deren Rotverschiebung.
Aufgrund der ständigen Ausdehnung der Universums driften alle bisher beobachteten Galaxien auseinander. Je weiter entfernt diese Galaxien sind,
desto schneller geschieht dies. Das Licht einer Galaxie, die sich von uns entfernt erfährt eine Rotverschiebung. Diese gibt Aufschluß über die relative Geschwindigkeit der Galaxie.
Auch für nahe Galaxien, deren Entfernung mit Hilfe von d-Cepheiden bestimmt werden konnte, läßt sich die Rotverschiebung und damit ihre Bewegung vermessen. Die hieraus gewonnene Beziehung zwischen Entfernung und Geschwindigkeit und damit auch der Rotverschiebung dient als Grundlage,
um allein aus der Rotverschiebung auf die Entfernung von sehr fernen Galaxien und Quasaren schließen zu können.

6.3.Spektroskopische Analyse von Zusammensetzung und physikalischem Zustand
Ein Atom oder Melekül, das Lichtquanten emittiert oder absorbiert, verrät damit etwas über seinen inneren Zustand. Es sind Rückschlüsse auf
die Temperatur, den elektrischen Ladungszustand und sogar auf die Bewegungsgeschwindigkeit möglich.

6.3.1.Das Spektrum von Planeten
Das Spektrum eines Planeten, Asteroiden oder auch eines Kometen im Sonnensystem ist zunächst einmal ein reflektiertes Sonnenspektrum. 
Mehr oder weniger deutliche Veränderungen lassen aber Rückschlüsse auf die Zusammensetzung des Objekts zu.
Besonders offensichtlich sind hierbei neu hinzugekommene Fraunhofersche Linien. Jede neu hinzugekommene Absorbtionslinie verrät ein Element
oder gar ein komplizierteres Molekül.
Werden einige Linien verstärkt, so verbergen sich dahinter Elemente, die auch in der Sonnenatmosphäre vorhanden sind. Unter gewissen
Umständen können Fraunhofersche Linien sogar abgeschwächt werden.
Dies geschieht, wenn das Element, was in der Sonnenatmosphäre für die Absorption verantwortlich war, aus irgendeinem Grund zum Leuchten
angeregt wird. Solche Phänomene sind aber auf den Infrarotbereich beschränkt. Allgemein ist bekannt, daß Jupiter im Infrarotbereich deutlich
mehr Strahlung abgibt, als er von der Sonne empfängt.
Bei Molekülen ist die Absorbtion nicht auf eine genaue Wellenlänge beschränkt. Vielmehr gibt es hier breite Absorptionsbereiche.
Im Spektrum Jupiters ist deutlich die Absorption durch Methan bemerkbar.

6.3.2.Die Frauenhoferlinien im Sternspektrum
Die Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum werden, wie schon erwähnt, hervorgerufen durch die Absorption von Elementen in der Sonnenatmosphäre.
Es finden sich die Absorbtionslinien von Natrium, Sauerstoff, Kohlenstoff und einer Vielzahl weiterer Elemente. Die Ausprägung der einzelnen Linien
läßt Rückschlüsse auf die Zusammensetzngsverhältnisse der Sonnenatmosphäre zu.
Desweiteren zeigt sich durch die Absorptionslinien, welcher Sterngeneration die Sonne oder ein anderer Stern angehören. Sterne der 1. Generation
bestehen nur aus Wasserstoff und Helium. Schwerere Elemente werden erst im Kern dieser Sterne erzeugt und gelangen nicht an deren Oberfläche.
Sterne, die Materie aus Supernovaexplosionen enthalten, haben diese Elemente dann in ihrer Atmosphäre.

6.3.3.Elemente in der Sonnenatmosphäre
Wie schon erwähnt lassen sich die Frauenhoferschen Linien im Sonnenspektrum jeweils genau einem bestimmten Atom oder Ion zuordnen.
Auf diese Weise gelang der Nachweis von Natrium, Calcium, Kohlenstoff und anderen Elementen in der Sonnenatmosphäre.

Wichtige Spektrallinien im Sonnenspektrum

Element (Ion)

Emissionslinie (l)

Entstehung

Farbe / Bereich

Ca II (Ca+-Ion)

393,4nm

 

Ultraviolett

 

396,8nm

 

Ultraviolett

H I (H-Alpha)

656,2nm

Flare-Regionen

rot

Ca XV (Ca14+-Ion)

569,4nm

L-Korona

gelb

Fe X (Fe 9+-Ion)

637,4nm

L-Korona

rot

Fe XIV /Fe13+-Ion)

530,3nm

L-Korona

grün

 





 

 
 

6.3.4.Interstellare Gasnebel und ihre Spektren
Astronomen unterscheiden bei den Interstellaren Gasnebeln zwischen Emissions- und Reflexionsnebeln, oder auch Mischformen.

Reflektionsnebel zeichnen sich dadurch aus, daß sie lediglich im Wiederschein von nahen Sternen leuchten.
Dabei zeigt das reflektierte Licht dasselbe Spektrum der beleuchtende Sterne.
Zusätzliche Absorptionslinien deuten auf das Vorhandensein bestimmter Elemente im Nebel hin, Verfärbungen können auf die Absorbtionseigenschaften von vorhandenen Molekülen zurückgeführt werden.

Mit Hilfe der Spektroskopie gelang der Nachweis von Atomarem und Molekularem Wasserstoff, von Sauerstoff, Stickstoff, Helium und Lithium oder sogar die Entdeckung von Methan im interstellaren Raum.

Emissionsnebel verraten wesentlich mehr über ihren Aufbau und Zustand.
Sie werden durch die Strahlung naher, meist sehr heißer Sterne zum leuchten angeregt.
Ein Emissionsnebel hat kein Kontinuierliches Spektrum, sondern ein differenziertes. Jede einzelne Linie läßt sich einem bestimmten Element zuordnen. In Interstellaren Nebeln sind dies zumeist die Elemente Wasserstoff, Helium und Sauerstoff.
Die Linien verraten aber noch mehr. Die rote Ha-Linie Beispielsweise entsteht nur ab einer gewissen Strahlungsintensität des anregenden Sternenlichts. Die blaue Hb-Linie benötigt sogar eine noch heißere Strahlung. Ein blau leuchtender Teil in einem Wasserstoff-Nebel ist also normalerweise näher am anregenden Stern, als der rote Teil.
Damit das Gas leuchtet, reicht es aber nicht aus, nah genug an einem Stern zu sein. Vielmehr findet das leuchten nur in einem schmalen Entfernungsbereich statt, nämlich nur bei einer bestimmten Strahlungsintensität.
Die Strahlung muß energiereich (hart) genug sein, um die entsprechenden Quantensprünge im Atom auszulösen. Gleichzeitig muß die Strahlung aber schwach genug sein, um dem Atom quasi eine „Atempause“ zu gönnen, in der dessen Elektronen auf niedrige Energieniveaus zurückspringen können.
Bei diesem Rücksprung wird der Energieverlust des Elektrons dann als Lichtquant abgegeben.
Ist die Strahlung zu intensiv, so kann das Atom nicht weit genug „abkühlen“, um dem Elektron das herabspringen auf ein niedrigeres Energieniveau zu erlauben. Es bleibt finster.
Das bedeutet, daß in einem mehrere Lichtjahre durchmessenden Gasnebel nur wenige Bereiche, vergleichsweise dünne Schichten leuchten.

Die Grenze des Bereichs eines Wasserstoff-Nebels, der durch ausreichende Bestrahlung von einem Stern vollständig ionisierten Wasserstoff (H II) enthält, zu einem äußerem Bereich mit nur teilweise Ionisiertem, neutralem Wasserstoff (H I) ist im optischen Licht durch das Auftreten der Balmer Linie Ha gekennzeichnet.
Diese Linie entsteht, wenn ein freies Elektron auf ein bereits ionisiertes H-Atom (Proton) trifft. Das Elektron nimmt dabei nicht sofort seinen Platz auf dem innersten Orbital ein, sondern es springt nach und nach von den äußeren Orbitalen „herunter“. Dabei entstehen entsprechend viele Spektrallinien von denen einige im optischen Bereich beobachtbar sind.

PN-Spektren
Spektren einiger Emissionsnebel

Neben der Temperatur und der Intensität der einfallenden Strahlung verrät ein Gasnebel noch mehr über seinen inneren Zustand:
Die Spektrallinien, die ein Element aussendet, unterscheiden sich nämlich je nach Ladung. Ein Natriumatom strahlt also auf anderen Wellenlängen als ein Natriumion, also ein Natriumatom, dem ein Elektron entzogen wurde. Ein Gasnebel, durch den starke Ströme fließen, wie z.B. der Krabbennebel M1, enthält meist eine bestimmte Menge ionisierter Atome. Diese machen sich durch ihre veränderten Spektrallinien bemerkbar. Da Stromfluß untrennbar mit einem Magnetfeld verbunden ist, lassen sich demnach sogar Rückschlüsse auf Magnetfeldstärken ziehen.


In diesem Zusammenhang sei noch erwähnt, daß das vom Sonnenwind angeregte Polarlicht genauso von einem Stern zum leuchten angeregtes Gas ist, wie der große Orionnebel.
Die Untersuchung des Polarlichts läßt so auch Rückschlüsse auf die Zusammensetzung der oberen Atmosphärenschichten zu. Allerdings befindet sich die Hochatmosphäre in einem wesentlich extremeren physikalischen Zustand und es treten sogenannte verbotene Linien auf, welche normalerweise nicht zu beobachten sind.

Wichtige Spektrallinien in Emissionsnebeln

Element (Ion)

Emissionslinie (Lambda)

Farbe / Bereich

H I (H-Alpha)

656,2nm

rot

H II (H-Beta)

486,1nm

blaugrün

OIII (O2+-Ion)

500,7nm

grünblau

 

495,9nm

grünblau









 Lichtfarbe und absorbierte Spektralfarbe 

Lichtfarbe

absorbierte Farbe

Wellenlänge [nm]

farblos

UV

<400

hellgelb

violett

410

gelb

indigo

430

orange

blau

480

rot

blaugrün

500

purpur

grün

530

violett

hellgelb

560

indigo

gelb

580

blaugrün

rot

680

grün

purpur

700

farblos

infrarot

>700




















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