Spektranalyse

Läßt man Sonnenlicht durch eine spaltförmige Blende und das dahinter austretende Lichtbündel auf ein Prisma fallen, so wird es in die einzelnen Farbbereiche, in ein Spektrum zerlegt. Das Sonnenlicht besteht aus verschiedenen Wellenbereichen. Das menschliche Auge kann davon nur einen bestimmten Bereich erfassen, nämlich den Wellenlängenbereich zwischen Violett bei ungefähr 0,4 μm und Rot bei circa 0,8 μm. Die Frequenz und Wellenlänge einer elektromagnetischen Strahlung verhalten sich umgekehrt proportional zueinander und lassen sich mit Hilfe der Formel λ . f = c berechnen, wobei c die Lichtgeschwindigkeit mit etwa 3.108 m/s ist.
Unter einem Spektroskop versteht man eine Einrichtung, mit der man das Spektrum eines Gestirns visuell beobachtet, Spektrographen sind Anordnungen zur Gewinnung von Photographien der Spektren. Zur Analyse der Spektren gibt es aber auch noch andere geeignete Hilfsmittel wie den Beugungsgitter. Während bei einem Prismenspektrographen das Spektrum durch die Lichtbrechung entsteht, ist es hier die ebenfalls wellenlängenabhängige Lichtbeugung.
Betrachtet man nun das Spektrum eines lichtemittierenden Himmelskörpers so sieht man manchmal einen kontinuerlichen Farbenhintergrund (Kontinuum). Manchmal weist dieses Kontinuum dunkle Linien auf und bei anderen Himmelskörpern findet man sogar nur vereinzelte Linien. Das Ganze läßt sich durch das folgende erklären:

1. Ein glühender, fester oder flüssiger Körper sowie Gase unter sehr hohem Druck und hoher Temperatur erzeugen ein zusammenhängendes, kontinuierliches Spektrum ohne Linien.
2. Leuchtende Gase unter geringerem Druck oder niedrigerer Temperatur zeigen einzelne helle Emissionslinien. Jedes chemische Element erzeugt seine eigenen Linienserien. Das Emissionsspektrum irgendwelcher leuchtender Gase verrät also deren chemische Zusammensetzung.
3. Durchläuft das Licht eines Körpers, das für sich allein genommen ein kontinuierliches Spektrum ergibt ein (kühleres) Gas, so zeigen sich auf dem Kontinuum genau bei denjenigen Wellenlängen dunkle Linien (Absorptionslinien, Fraunhofersche Linien), bei denen das durchstrahlte Gase im alleinigen Leuchtzustand Emissionlinien erzeugen würde. Dies gilt auch für die meisten Sterne und die Sonne, wo die von tieferen Zonen stammenden Lichtstrahlen äußere, kühle Randschichten durchlaufen und in dieser "umkehrenden Schicht" die Fraunhofer-Linien entstehen.

Man kann diese Vorgänge am besten verstehen, wenn man die Emission und Absorption von Licht am Modell des einfachsten Atoms, dem Wasserstoff, erklärt. Hier umkreist ein einzelnes elektrische negativ geladenes Elektron, den aus einem positiven Proton bestehenden Kern. Dem Elektron stehen zahlreiche, aber ganz bestimmte Bahnen offen, die ganz bestimmten Energiestufen entsprechen. Die inerste Bahn 1 (Grundzustand) ist die energieärmste. Soll eine äußere Bahn erreicht werden, so muß das Elektron von außen dazu angeregt werden, d.h. es muß Energie zugeführt werden. Umgekehrt wird bei Elektronensprüngen von einer äußeren auf eine innere Bahn ein jeweils ganz bestimmter Energiebetrag in Form einer Strahlung bestimmter Wellenlänge frei. Es entsteht also eine Emissionslinie im Spektrum. Wellenlänge λ und freiwerdender Energiebetrag E stehen dabei folgendermaßen in Beziehung:

E = h . f

h ist eine Konstante, das Plancksche Wirkungsquantum (h = 6,62608 . 10-34 Js) und f die Frequenz. Eine kontinuierliche Strahlung entsteht bei zahlreichen Sprüngen freier Elektronen, die sich zuvor zwischen den Atomkernen frei bewegten, auf irgendeine der möglichen Bahnen eines Atoms. Die Wellenlänge der dabei im Einzelfall emittierten Strahlung ist abhängig von der Differenz zwischen dem Energiebetrag, den das Elektron vor dem Sprung hatte, und der Energiestufe der schließlich erreichten Bahn. Da die ursprünglich freien Elektronen sehr verschiedene Energiebeträge haben können, werden bei diesen Sprüngen ganz verschiedene Wellenlängen erzeugt, die sich zu einem Kontinuum "verschmieren".
Im Inneren eines Sterns gibt es bei den dort vorliegenden hohen Druck- und Temperaturwerten sehr viele freie Elektronen. So kommt es zu deren Einfang auf die verschiedensten Bahnen und damit zum Kontinuum. Natürlich handelt es sich nicht nur um Wasserstoff, sondern auch um schwerere, komplizierter aufgebaute Atome. Das Prinzip ist jedoch dasselbe. In den äußeren kühleren Schichten des Sterns nehmen nun aber z.B. die Wasserstoffatome gerade die Energiebeträge aus dem Kontinuum auf, die sie zur Anregung ihrer Elektronen benötigen. So kommt an bestimmten Stellen zu Absorptionslinien.




Wiensches Verschiebungsgesetz

Grundsätzlich lassen sich Temperaturn zunächst für die Oberflächen der Sterne gleichfalls dem Spekturm entnehmen. Hierzu dient das Wiensche Verschiebungsgesetz, nach dem das Intensitätsmaximum im Kontinuum temperaturabhängig ist und sich mit wachsender Temperatur T nach kürzeren Wellenlängen verschiebt. Für die Temperatur gilt


wobei a = 0,289 cm.K ist und für λmax die Wellenlänge des Intensitätsmaximum zu setzen ist.