Licht: Informationen aus dem Weltall

Licht: Informationen aus dem Weltall

 

Eine grundlegende Analyse des Zusammenhangs von Licht und Materie zeigt, dass beide sich gegenseitig bedingen und untrennbar durch ständige Wechselwirkung miteinander verbunden sind. Auf dem Umstand, dass im Zusammenspiel von Licht und Materie ein ständiger Informationsaustausch stattfindet, beruht unsere alltägliche visuelle Wahrnehmung. Ihm ist es auch zu verdanken, dass durch Beobachtung und Analyse des Lichts der Himmelsobjekte weit reichende Schlüsse auf ihren Bau, ihre Zusammensetzung und ihren physikalischen und chemischen Zustand gezogen werden können. Voraussetzung hierfür sind Kenntnisse über den Aufbau der Materie, die physikalische Beschreibung des Lichts und die vielfältigen Arten der Wechselwirkung zwischen beiden.

 

Physikalisch ist Licht eine Strahlung, die sich in Form elektromagnetischer Wellen fortpflanzt. Zu seinen Kenngrößen gehören daher Geschwindigkeit, Wellenlänge und Frequenz. Seine Ausbreitungsgeschwindigkeit im leeren Raum, die Vakuum-Lichtgeschwindigkeit c = 299 792,458 km/s, hat stets den gleichen Wert, unabhängig von Ort und Zeit, und ist daher eine universelle Naturkonstante. Im Vakuum gilt zwischen der Wellenlänge λ und der Frequenz ν einer Lichtwelle die Beziehung c = λ·ν.

 

Licht kann außer als Welle auch als ein Schwarm von Teilchen aufgefasst werden, Lichtteilchen nämlich, die nach einem Vorschlag Albert Einsteins als Photonen bezeichnet werden. Entsprechend den Gesetzen der Quantentheorie hat ein Photon der Frequenz ν die Energie E = h ·ν, wobei h das 1900 von Max Planck entdeckte Wirkungsquantum bezeichnet, ebenfalls eine universelle Naturkonstante.

 

Dass Licht entweder als Welle oder als Teilchen aufgefasst werden kann, ist ein besonders wichtiges Beispiel für den der ganzen Quantentheorie innewohnenden Welle-Teilchen-Dualismus, demzufolge die Natur im Bereich atomarer Abmessungen je nach Experiment und Beschreibungsweise entweder Wellen- oder Teilchencharakter offenbart.

 

Natürlich vorkommendes Licht enthält gewöhnlich ein Gemisch vieler verschiedener Frequenzen. Im Teilchenbild ist ein solches Licht ein Photonengas, das aus Photonen unterschiedlicher Energie besteht. Lässt man einen Strahl solchen Lichts durch ein Glasprisma auf einen Bildschirm fallen, so sieht man auf dem Schirm — wie bereits Isaac Newton zeigen konnte — nicht weißes Licht, sondern ein buntes Band, in dem jede Farbe einer anderen Frequenz entspricht. Ein derart nach Frequenzen oder Wellenlängen zerlegtes Strahlungsgemisch nennt man ein Spektrum.

 

Üblicherweise wird ein Spektrum durch die Verteilung der Strahlungsintensität über der Frequenz oder der Wellenlänge charakterisiert. Auf diese Weise wird auch das Licht entfernter Sterne beschrieben. Für die Sonne, die Planeten und wenige sehr nahe Riesen- und Überriesensterne sowie für sehr ausgedehnte Objekte wie Gasnebel und Galaxien kann man darüber hinaus auch die Winkelabhängigkeit der Strahlungsintensität, das heißt ihre Verteilung über die beobachtbare Ausdehnung des Objekts bestimmen. Bei entfernten Sternen dagegen können wegen ihrer scheinbaren Kleinheit selbst mit den heute verfügbaren Hochleistungsteleskopen keine winkelaufgelösten Lichtintensitäten gemessen werden.

 

Bei der Ausbreitung des von einer Quelle — zum Beispiel einem Stern — abgestrahlten Lichts im leeren Raum verringert sich dessen Photonendichte. In gleicher Weise nehmen mit dieser auch die anderen Intensitätsgrößen des Strahlungsfelds ab, sodass die Verhältnisse der Intensitäten der verschiedenen Bestandteile dieses Licht zueinander unverändert bleiben. Solche Verhältnisse können sich nur dann ändern, wenn Wechselwirkungsprozesse zwischen Licht und Materie stattfinden, bei denen bevorzugt Photonen ganz bestimmter Energie erzeugt oder vernichtet werden. Derartige Prozesse prägen dem Licht auf seinem Weg durch die Materie Informationen ein, die in den Strukturen der resultierenden Spektren zum Ausdruck kommen. Durch Auswertung und Analyse dieser Spektren können quantitative Rückschlüsse auf Art und Stärke der Wechselwirkungsprozesse zwischen Licht und Materie gezogen werden — und somit auf die besonderen physikalischen Verhältnisse am Ort der Erzeugung oder der Veränderung des Spektrums. Neben Intensitätsänderungen gibt es auch andere Prozesse, durch die Grundstrukturen und Zustände der Materie in den Spektren abgebildet werden.

 

 Das Spektrum

 

Lichtspektren können sich in Struktur und Aussehen sehr voneinander unterscheiden. Sie können — um die beiden Extreme zu nennen — kontinuierlich sein, mit stetiger Verteilung der Intensität über den Frequenzen und den diesen entsprechenden Farben, wie es zum Beispiel vom Regenbogen her bekannt ist; sie können aber — als Linienspektren — auch diskontinuierlich sein, mit diskreten Frequenzen und entsprechend vereinzelten farbigen Spektrallinien. Meist werden jedoch Spektren beobachtet, die Überlagerungen von kontinuierlichen und Linienspektren darstellen. In kontinuierlichen Spektren können außerdem auch dunkle Linien auftreten, wie sie erstmals von Joseph Fraunhofer im Sonnenspektrum beobachtet wurden.

 

Ein Spektrum erhält seine besondere Gestalt durch Prozesse der Emission und der Absorption von Lichtquanten. Diese Prozesse sind die in der Astrophysik wichtigsten Wechselwirkungsprozesse zwischen Licht und Materie. Bei der Absorption nimmt ein Hüllenelektron eines Atoms die Energie hν eines Photons auf und springt dadurch von einem niedriger liegenden Energieniveau auf ein energetisch höheres Niveau. Durch diesen Prozess wird die gesamte Energie des Photons auf das Hüllenelektron übertragen und das Photon selbst vernichtet. Weil aber hierbei die Energie des Photons genau der Energiedifferenz zwischen Anfangs- und Endzustand des betreffenden Hüllenelektrons gleich sein muss, werden durch Absorption gerade diejenigen Photonen vernichtet, deren Energie typisch für Übergänge zwischen zwei Energiezuständen der betreffenden Atomsorte ist. Je nachdem, ob der Endzustand der Elektronen dabei gebunden oder frei ist, sind in einem Spektrum Absorptionslinien oder Absorptionskanten zu beobachten.

 

Eine Absorptionslinie tritt dann auf, wenn in vielen Atomen eines Elements Hüllenelektronen durch Absorption je eines Photons jeweils von einem bestimmten unteren gebundenen Zustand E_i in einen bestimmten höheren ebenfalls gebundenen Zustand E_j gehoben werden. Da die beiden Zustände sich durch die Energiedifferenz E_j — E_i unterscheiden, werden bei diesem Prozess von den betrachteten Atomen nur Photonen mit der Energie hν = E_j — E_i absorbiert. Photonen dieser Energie fehlen dann an derjenigen Stelle des Spektrums, die dieser Energie beziehungsweise der zugehörigen Frequenz entspricht. In einem durch ein Prisma in seine Spektralfarben aufgefächerten Band eines weißen Lichtstrahls zeigt sich das Fehlen von Photonen einer bestimmten Energie als eine im Kontrast zu den Nachbarbereichen dunkle schmale Linie, die man als Absorptionslinie bezeichnet.

 

In einem Atom sind im Allgemeinen Übergänge zwischen Niveaus sehr unterschiedlicher Energiedifferenzen möglich, von denen jeder in einem Spektrum einer eigenen Absorptionslinie am Ort der zugehörigen Frequenz entspricht. Das System der Absorptionslinien eines Atoms ist deshalb eine Art Fingerabdruck und erlaubt dadurch eindeutige Rückschlüsse auf das absorbierende Atom und die lokalen Anregungsverhältnisse.

 

Absorptionskanten entstehen durch die Absorption von Photonen, deren Energien größer sind als die Ionisationsenergie des absorbierenden Hüllenelektrons. Durch die Aufnahme einer solchen Energie wird ein Hüllenelektron in einen ungebundenen Zustand gehoben, in dem es nicht mehr zum Atomverband gehört: Das betreffende Atom wird ionisiert. Weil die ungebundenen Zustände energetisch kontinuierlich verteilt sind, kann Ionisation durch alle Photonen erfolgen, deren Energie größer ist als die jeweilige Ionisationsenergie. Im Gegensatz hierzu ist Linienabsorption immer nur in einem sehr kleinen Energieintervall möglich. In einem Spektrum zeigt sich die Absorption in Kontinuumszustände durch einen abrupten Abfall der Strahlungsintensität jenseits der Ionisationsenergie des betreffenden Atoms. Diese auffälligen Intensitätssprünge werden als Ionisationskanten bezeichnet. Ihr Auftreten ist ein deutliches Indiz für die Ionisation des zugehörigen Atoms und ist — ebenso wie dessen Liniensystem — charakteristisch sowohl für die Häufigkeit der absorbierenden Atome als auch für die lokalen physikalischen Bedingungen. Hierauf beruht zum Beispiel, dass die Intensität der Strahlung von Sternen als Funktion der Energie keinen glatten Verlauf zeigt.

 

Der Umkehrprozess der Absorption, die Erzeugung von Licht durch Materie, wird als Emission bezeichnet. Bei diesem Prozess geht ein Elektron aus einem Zustand höherer Energie E_j in einen Zustand niedrigerer Energie E_i über, und die Energiedifferenz der beiden Zustände wird in Form eines Photons mit der Energie hν = E_j — E_i abgestrahlt. Wenn es sich dabei um zwei gebundene Zustände handelt, wird der Vorgang als Linienemission bezeichnet. Emissionslinien fallen in einem Spektrum dadurch auf, dass bei den entsprechenden Energien oder Frequenzen schmale, im Vergleich zu ihrer Nachbarschaft helle Linien auftreten. Sie zeigen an, dass im Strahlungsfeld bei den jeweiligen Energien höhere Photonendichten herrschen.

 

Der zur Ionisation gehörende Umkehrprozess ist die Rekombination. Darunter versteht man den Übergang eines freien Elektrons, also eines Elektrons, das sich in Bezug auf ein ionisiertes Atom in einem ungebundenen Zustand befindet, in einen gebundenen Zustand dieses Atoms. Durch Rekombination kehrt ein Elektron also in den Hüllenverband zurück. Da die Energien der ungebundenen Zustände oberhalb der Ionisationsenergie liegen, werden bei der Rekombination Photonen frei, deren Energie mindestens so groß ist wie die jeweilige Ionisationsenergie. Wegen der kontinuierlichen Verteilung der Anfangszustände ist die Energie der emittierten Photonen jenseits einer scharfen Grenze, die der Ionisationsenergie entspricht, ebenfalls kontinuierlich verteilt.

 

 Entstehung spektraler Merkmale

 

Von besonderem Interesse für die Astrophysik ist die Frage, unter welchen Bedingungen in einem Spektrum Absorptions- oder Emissionslinien auftreten. Aus theoretischen Überlegungen ergibt sich, dass Absorptionslinien immer dann auftreten, wenn längs des Lichtwegs die Temperatur der Materie abnimmt, das heißt, wenn die wechselwirkende Materie kälter ist als das System, das die einfallende Strahlung erzeugt. Gleicherweise ergibt sich, dass Emissionslinien immer dann auftreten, wenn längs des Lichtwegs die Temperatur der Materie ansteigt, das heißt wenn die wechselwirkende Materie heißer ist als das System, aus dem die einfallende Strahlung stammt. Weiter können Emissionslinien auch durch Photonen verursacht werden, die aus Richtungen außerhalb der Sichtlinie einfallen. Die durch solche Photonen angeregten Atome strahlen beim Rücksprung der Elektronen Photonen auch in Richtung der Sichtlinie ab. Dies ist zum Beispiel der hauptsächliche Mechanismus der Linienemission bei ausgedehnten, einen Stern umgebenden »zirkumstellaren« Hüllen, die durch ihren Zentralstern zum Leuchten angeregt werden.

 

Sternspektren werden durch die Wechselwirkung der aus dem heißen Innern der Sterne nach außen fließenden Strahlung mit den kühleren äußeren Schichten erzeugt. Sie enthalten in der Regel ausschließlich Absorptionslinien. Das bekannteste Beispiel hierfür sind die erstmals 1814 von Fraunhofer im prismatisch zerlegten Sonnenlicht bemerkten dunklen Linien vor dem hellen Hintergrund des Sonnenspektrums, die nach ihrem Entdecker auch als Fraunhofer- Linien bezeichnet werden. Beispiele für Emissionsspektren sind die Spektren der leuchtenden Gasnebel, deren auffälligste Vertreter Gebiete ionisierten Wasserstoffs in der interstellaren Materie — H II-Gebiete genannt — und Planetarische Nebel sind.

 

Die Energiebeziehung hν = E_j — E_i ist eine zwar notwendige, aber nicht hinreichende Bedingung dafür, dass Übergänge auch tatsächlich stattfinden. Maßgeblich hierfür sind vor allem Auswahlregeln, die angeben, bei welchen Kombinationen von Zuständen, die das Anfangs- und das Endniveau eines Übergangs charakterisieren, eine größere oder kleinere Wahrscheinlichkeit für einen Übergang besteht. Die höchste Wahrscheinlichkeit besitzen stets solche Übergänge, bei denen sich ein Atom wie ein klassischer schwingender elektrischer Dipol verhält, also wie eine ideale Sendeantenne. Man bezeichnet solche Übergänge deshalb als Dipolübergänge. Eine andere Bezeichnung für sie ist »erlaubte« Übergänge, und die entsprechenden Linien heißen erlaubte Linien. Die Wahrscheinlichkeiten für alle anderen Übergänge, die mit dem magnetischen Dipolmoment, dem elektrischen Quadrupolmoment und so weiter zusammenhängen, also wesentlich ungünstigeren »Antennengeometrien«, sind im Vergleich dazu erheblich kleiner. Da solche Übergänge unter normalen Laborbedingungen praktisch nicht beobachtet werden können, nennt man sie verbotene Übergänge und die zugehörigen Linien verbotene Linien. In der Astronomie findet man erlaubte Linien hauptsächlich in den Spektren von Sternen, verbotene Linien dagegen vornehmlich in den Spektren von sehr dünnen Gasen, etwa H II-Gebieten und Planetarischen Nebeln, aber auch in den Spektren von Nordlichtern.

 

 Quantitative Erfassung von Strahlung

 

Mit Fraunhofers bahnbrechender Entdeckung und der dadurch angestoßenen Entwicklung der Spektralanalyse durch Gustav Robert Kirchhoff und Robert Bunsen, denen es 1859 gelang, die Fraunhofer-Linien des Sonnenspektrums zu deuten und — wie schon Fraunhofer — ähnliche Liniensysteme in den Spektren anderer heller Sterne zu finden, verfügte die Astronomie ab der Mitte des 19. Jahrhunderts über die entscheidende Methode zur physikalischen und chemischen Diagnose der kosmischen Objekte. Man hat diesen Qualitätssprung mit Recht als den Übergang von der klassischen Astronomie, in der die räumliche Verteilung und das Bewegungsverhalten der Sterne im Blickfeld des Interesses standen, zur Astrophysik angesehen, die die stoffliche Zusammensetzung und die physikalischen Eigenschaften und Zustandsformen der kosmischen Materie selbst untersucht.

 

Bis dahin war unzerlegtes weißes Licht die einzige Information über die Himmelskörper. Seit dem Altertum wurden die Positionen der Sterne an der Himmelssphäre beobachtet und ihre scheinbaren Helligkeiten verglichen. Damit war es zwar möglich, ihre Winkelbewegungen an der Himmelssphäre zu studieren, nicht aber ihre wirkliche Verteilung und Bewegung im Raum, zu deren Bestimmung zusätzlich die Entfernung bekannt sein muss. Da die beobachtete Helligkeit eines Sterns nicht nur von dessen Entfernung, sondern auch von seiner Größe und seiner Oberflächentemperatur abhängt, erlaubt die Messung der Helligkeit nur dann einen verlässlichen Schluss auf die Entfernung, wenn die übrigen Größen auf unabhängige Weise erhältlich sind.

 

Bis zur Mitte des vorigen Jahrhunderts wurden die Helligkeiten der Sterne geschätzt und in die von Ptolemäus eingeführte sechsstufige Größenklassen-Skala eingeordnet. Die scheinbar hellsten Sterne (abgesehen von der Sonne) finden sich darin in Klasse 1, die für das Auge schwächsten Sterne in Klasse 6. Für die nur mit dem Teleskop sichtbaren Sterne wurde die Skala entsprechend zu höheren Größenklassen ausgedehnt. Die Entdeckung eines quantitativen Zusammenhangs zwischen objektivem Sinnesreiz und subjektiver Empfindung durch den Naturforscher und Psychophysiker Gustav Theodor Fechner und den Anatomen und Physiologen Ernst Heinrich Weber erlaubte 1860 die Formulierung des psychophysischen Grundgesetzes der Reizempfindung, nach dem zwischen der Stärke eines Sinnesreizes und der Intensität seiner Empfindung ein logarithmischer Zusammenhang besteht. Danach wurde die historische Größenskala durch eine mathematisch formulierbare Helligkeitsskala ersetzt und so die Voraussetzung für genaue Helligkeitsmessungen geschaffen:

 

m₂ — m₁ = —2,5 lg(I₁/I₂)

 

Nach dieser Formel entspricht ein Helligkeitsunterschied m₂ — m₁ von einer Größenklasse (I magnitudo; Abkürzung mag) genau dem 0,4fachen des Logarithmus vom Verhältnis I₁/I₂ der gemessenen Strahlungsintensitäten.

 

Anwendung fand das neue Werkzeug in umfangreichen Himmelsdurchmusterungen, deren Kataloge auch heute noch für viele astronomische Untersuchungen eine unverzichtbare Grundlage bilden.

 

Entscheidende Bedeutung gewann in diesem Zusammenhang die Fotografie, die in den letzten Jahrzehnten des 19. Jahrhunderts das wichtigste Hilfsmittel der beobachtenden Astronomie wurde. Durch den Einsatz der Fotoplatte wurde in vielfacher Hinsicht ein großer Fortschritt erreicht. Mit langen Belichtungszeiten konnte die Beobachtung auch auf sehr lichtschwache Objekte ausgedehnt werden, und detailliertere Strukturen wurden sichtbar gemacht. Weiter war es möglich, eine große Zahl von Objekten gleichzeitig auf einer Fotoplatte zu erfassen und diese für spätere Zwecke zu archivieren. Die geeignete Wahl von Fotomaterialien mit unterschiedlicher spektraler Empfindlichkeit erweiterte darüber hinaus die Messungen auf Spektralbereiche, die vom menschlichen Auge nicht wahrgenommen werden können.

 

Die Einführung der Fotoplatte in die astronomische Beobachtung bedeutete somit den ersten Schritt zur Entwicklung einer effektiven Mess- und Speichertechnik, die heute für alle Spektralbereiche durch den Einsatz hoch empfindlicher lichtelektrischer Empfänger und modernster Elektronik zur Signalverarbeitung gekennzeichnet ist.

 

 Thermische Strahlung

 

Ein besonders einfacher Zusammenhang zwischen dem Absorptionsverhalten und dem Emissionsverhalten eines beliebigen materiellen Körpers liegt vor, wenn zwischen Strahlungsfeld und Körper thermisches Gleichgewicht herrscht. Ein solches Gleichgewicht ist dadurch gekennzeichnet, dass die vom betrachteten Körper pro Zeit- und Flächeneinheit emittierte Strahlungsenergie jeweils exakt gleich der absorbierten ist und daher sowohl der Körper als auch das Strahlungsfeld durch eine einheitliche Temperatur — die Gleichgewichtstemperatur — beschrieben werden kann.

 

Diese Balance hat zur Folge, dass insbesondere auch zwischen den einzelnen elektronischen Übergängen der Atome des Körpers Gleichgewicht herrschen muss, das heißt, dass zu jedem Zeitpunkt die »Gewinnrate« eines jeden Niveaus gerade durch eine entsprechende »Verlustrate« kompensiert wird. Als Konsequenz weist das Spektrum eines solchen thermischen Strahlers — man bezeichnet ihn auch als Schwarzen Strahler — keine Spektrallinien oder Ionisationskanten auf. Nach den Gesetzen der Thermodynamik und der Quantentheorie ist das Spektrum einer thermischen Strahlung kontinuierlich und ausschließlich durch die Temperatur festgelegt. Mit steigender Temperatur nimmt die Strahlungsintensität eines Schwarzen Strahlers für alle Frequenzen zu, und ihr Maximum verschiebt sich nach dem Wien'schen Verschiebungsgesetz zu höheren Frequenzen, das heißt zu größeren Energien hin. Aus der Position des Intensitätsmaximums lässt sich daher unmittelbar auf die Temperatur des Schwarzen Strahlers schließen.

 

Diese kann anderseits auch aus der Intensität der Gesamtausstrahlung berechnet werden. Hierzu dient das Stefan-Boltzmann-Gesetz, nach dem die Strahlungsleistung eines Schwarzen Strahlers mit der vierten Potenz seiner Temperatur zunimmt. In Analogie hierzu ist es möglich, der Gesamtausstrahlung eines beliebigen Körpers als Vergleichsgröße eine »effektive Temperatur« zuzuordnen. Diese entspricht der Temperatur eines Schwarzen Strahlers mit gleicher Gesamtstrahlungsleistung wie der betrachtete Körper.

 

Obwohl die Sterne, wie man am Auftreten von Spektrallinien und Absorptionskanten erkennt, keine thermischen Strahler sein können, ist es dennoch in vielen Fällen erlaubt, sie annähernd als solche zu betrachten. Durch Anwendung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes lassen sich dann aus der gemessenen Gesamtintensität der Strahlung des Sterns die effektive Temperatur und damit näherungsweise die Temperatur seiner äußeren Schichten berechnen, die wir als sichtbare Oberfläche wahrnehmen. Diese Temperatur wird häufig auch als Oberflächentemperatur bezeichnet.

 

 Spektralanalyse

 

Aus den im beobachteten Spektrum eines Objekts vorhandenen Linien sind zwar die dort vorkommenden chemischen Elemente zu ersehen, die durch Messung der Frequenzen der jeweiligen Linien in der Regel direkt identifiziert werden können, nicht aber die tatsächliche mengenmäßige Zusammensetzung der Materie oder deren genauer physikalischer Zustand. Solche quantitativen Aussagen sind nur auf der Grundlage einer detaillierten Analyse des gemessenen Spektrums und seiner anschließenden theoretischen Deutung im Rahmen eines physikalischen Modells des betreffenden Objekts möglich.

 

Ein Spektrum entwickelt sich als Ergebnis der auf dem gesamten Weg des Lichts durch die Materie in den unterschiedlichen Energiebereichen wirksamen physikalischen Wechselwirkungsprozesse. Diese Prozesse hängen ihrerseits von der Energieverteilung des Lichts, der stofflichen Art der Materie sowie den lokalen physikalischen und chemischen Bedingungen ab. Die Folgen der einzelnen Einflüsse sind somit mittelbar als Information im generellen Verlauf des Spektrums und in seinen detaillierten Strukturen gespeichert. Eine der Hauptaufgaben der Astrophysik ist es, diese Information zu entschlüsseln, das heißt aus dem gemessenen Spektrum die astronomischen, physikalischen und chemischen Bedingungen seines Entstehens zu rekonstruieren, durch genaue Analyse und anschließende Interpretation auf Basis einer modellhaften Beschreibung der astronomischen Objekte. Das ist meist eine sehr komplizierte und aufwendig Aufgabe, die zum Beispiel für Sterne erst in den letzten Jahren in befriedigender Weise gelöst werden konnte.

 

Die Hauptschwierigkeit liegt darin, dass aus der gemessenen Stärke einer Spektrallinie nicht unmittelbar auf die Menge der vorhandenen Atome des betreffenden Elements geschlossen werden kann, sondern nur auf die Anzahl jener Atome, die die Voraussetzungen für die Emission oder Absorption von Licht der zugehörigen Frequenz aufweisen. Diese für die Stärke einer Linie unmittelbar verantwortlichen Teilchen stellen nur einen Bruchteil der Gesamtzahl der vorhandenen Atome des betreffenden Elements dar. Nach den Gesetzen der Thermodynamik ist dieser Bruchteil hauptsächlich durch die Temperatur im Gebiet der Linienentstehung bestimmt, da diese maßgeblich dafür ist, wie die Atome einer Sorte auf die atomaren Zustände verteilt sind.

 

 Doppler-Effekt

 

In vielen Fällen ist diese Temperatur unmittelbar an der Breite der Spektrallinien zu erkennen, in der sich über den Doppler-Effekt die Wärmebewegung der Teilchen bemerkbar macht. Unter dem Doppler-Effekt versteht man das 1842 von Christian Doppler beschriebene Phänomen, dass die Frequenz ν_S der von einem Sender ausgesandten Welle und die Frequenz ν_E, die vom Empfänger dieser Welle gemessen wird, verschieden sind, wenn sich Quelle und Empfänger relativ zueinander bewegen; Entsprechendes gilt für die Wellenlängen. Allgemein bekannt ist dieser Effekt als Tonhöhen-Sprung bei der Wahrnehmung des Martinshorns eines vorbeifahrenden Einsatzfahrzeugs. Der hierdurch bewirkte Frequenzunterschied heißt Doppler-Verschiebung. Dabei sind zwei Fälle zu unterscheiden:

 

(1) Empfänger und Quelle bewegen sich aufeinander zu: Die Empfangsfrequenz der Welle ν_E ist höher als die Sendefrequenz ν_S. Man spricht deshalb von einer Blauverschiebung der Frequenz oder der Wellenlänge des Lichts.

 

(2) Empfänger und Quelle bewegen sich voneinander weg: Die Empfangsfrequenz ν_E der Welle ist niedriger als die betreffende Sendefrequenz ν_S. In diesem Fall spricht man von einer Rotverschiebung der Frequenz oder der Wellenlänge des Lichts.

 

Der Doppler-Effekt spielt in der Astronomie und Astrophysik in sehr unterschiedlichen Problemen eine wichtige Rolle. Auf ihm beruht zum Beispiel die Bestimmung der Geschwindigkeiten, mit denen sich Sterne und Galaxien auf das Sonnensystem zu bewegen oder von ihm entfernen (Radialgeschwindigkeit) und mit denen sie um ihre eigene Achse rotieren (Rotationsgeschwindigkeit). Die oben erwähnte regellose Wärmebewegung von Teilchen, etwa in stellaren und interstellaren Gasen, führt durch den Doppler-Effekt zu einer Verbreiterung von Spektrallinien und lässt Rückschlüsse auf die zugrunde liegende thermische Geschwindigkeitsverteilung und damit auf die Temperatur des Objekts zu.

 

Zusätzlich zu diesen durch den Doppler-Effekt bewirkten Einflüssen auf die Spektrallinien gibt es einen weiteren wichtigen Verbreiterungsmechanismus, der auf der Wechselwirkung der absorbierenden oder emittierenden Atome mit den übrigen umgebenden Teilchen beruht und den man als Druckverbreiterung bezeichnet. Beim Stoß eines Teilchens mit einem Störteilchen werden für die Dauer der Einwirkung seine Energieniveaus geringfügig »verstimmt«, sodass die Übergangsbedingung dann für eine leicht verschobene Frequenz erfüllt ist. Auf diese Weise üben die Stöße mit den Umgebungsteilchen einen Einfluss auf die Breite der Spektrallinien aus, die somit ein empfindliches Maß für die lokale Dichte oder den Druck des betrachteten Gases darstellt. Dadurch erklärt sich zum Beispiel, weshalb — auch bei gleicher Atmosphärentemperatur — die sehr dichten Atmosphären Weißer Zwerge sehr breite, die sehr dünnen Atmosphären von Riesen und Überriesen hingegen nur sehr schmale Absorptionslinien besitzen.

 

 Die spektralen Fenster

 

Das Licht der Himmelskörper umfasst im Allgemeinen einen weiten Energiebereich, dessen Beobachtung von der Erdoberfläche aus infolge der Absorption durch die Erdatmosphäre nur in wenigen »Spektralfenstern« möglich ist, für die die Luftschicht weitgehend transparent ist. Dies betrifft vor allem einen auch das sichtbare Licht umfassenden Bereich, den man als »optisches Fenster« bezeichnet, und einen Bereich der kurzwelligen Radiostrahlung, das »Radiofenster«. Für alle anderen Spektralbereiche ist die Erdatmosphäre höchstens teildurchlässig oder völlig undurchlässig.

 

Der Einsatz von erdgebundenen Teleskopen ist somit auf diese beiden Bereiche hoher Durchlässigkeit beschränkt. Jeder Bereich erfordert eine eigene Arbeitsweise und angepasste Beobachtungsinstrumente und -techniken. Im sichtbaren Bereich und nahen Infrarot arbeiten die optischen Sternwarten mit ihren Fernrohren und Spiegelteleskopen, die noch in den 1960er-Jahren die moderne Astronomie dominierten. Parallel zur optischen Astronomie entwickelte sich jedoch nach dem Zweiten Weltkrieg die Radioastronomie, die heute mit riesigen Radioantennen und Interferometern die Radiostrahlung der kosmischen Objekte beobachtet und auf diese Weise einen Zugang zur Untersuchung der kühlen Materie, insbesondere der interstellaren Moleküle, das heißt zur Astrochemie, öffnet.

 

Alle anderen Spektralbereiche können nur mit speziell hierfür konstruierten Satellitenobservatorien, die oberhalb der Erdatmosphäre beobachten, erschlossen werden. Als Gamma-, Röntgen-, Ultraviolett- und Infrarotsatelliten — dazu kommt das hauptsächlich im optischen Bereich arbeitende Hubble-Weltraumteleskop — überdecken sie heute den gesamten Spektralbereich von seinem hochenergetischen Ende, der Gammastrahlung, bis in den Bereich des langwelligen Infrarots und ermöglichen so eine umfassende Untersuchung der unterschiedlichsten astronomischen Objekte.

 

Prof. Dr. Erwin Sedlmayr, Dipl.-Phys. Karin Sedlmayr und Dr. Achim Goeres

 

Weiterführende Erläuterungen finden Sie auch unter:

 

Materie: Die atomare Struktur

 

Literatur:

 

Bethge, Klaus / Gruber, Gernot: Physik der Atome und Moleküle. Eine Einführung. Weinheim u. a. 1990.

 

Cambridge-Enzyklopädie der Astronomie, herausgegeben von Simon Mitton. Aus dem Englischen. Sonderausgabe München 1989.

 

Der große JRO-Atlas der Astronomie, herausgegeben von Jean Audouze u. a. Aus dem Französischen. München ²1990.

 Henkel, Hans Rolf: Astronomie. Thun u. a. ⁴1991.

 Herrmann, Joachim: dtv-Atlas zur Astronomie. Tafeln und Texte. Mit Sternatlas. München ¹¹1993.

 Herrmann, Joachim: Großes Lexikon der Astronomie. München ⁴1986.

 

Lexikon der Astronomie, bearbeitet von Rolf Sauermost. 2 Bände. Lizenzausgabe Heidelberg u. a. 1995.

 

Meyers Handbuch Weltall, Beiträge von Joachim Krautter u. a. Mannheim u. a. ⁷1994.

 Smolin, Lee: Warum gibt es die Welt? Die Evolution des Kosmos. Aus dem Amerikanischen. München 1999.

 Unsöld, Albrecht / Baschek, Bodo: Der neue Kosmos. Berlin ⁵1991.

 Voigt, Hans-Heinrich: Abriß der Astronomie. Mannheim u. a. ⁵1991.

 Weigert, Alfred / Wendker, Heinrich J.: Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. Weinheim u. a. ³1996.

 Weinberg, Steven: Teile des Unteilbaren. Entdeckungen im Atom. Aus dem Englischen. Heidelberg 1984.

 Zimmermann, Helmut / Weigert, Alfred: ABC-Lexikon Astronomie. Heidelberg u. a. ⁸1995.