Folge #6.2 des Astronomie-Podcast | Weltall für die Ohren

Stern-Spektren: Entstehung, Aussehen & was sie uns erzählen

In diesem Video-Podcast wird geklärt, was Stern-Spektren sind, wie Stern-Spektren entstehen, wie sie aussehen und was Spektren von Sternen den Astronomen alles verraten. Und wie kommt die Information über das Himmelsobjekt eigentlich ins Licht hinein?

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Stern-Spektren: Entstehung, Aussehen & was sie uns erzählen

In der letzten Folge von Abenteuer Sterne habe ich ja angedeutet, dass es bunt werden wird. Wegen dem Thema „Licht und Spektroskopie“ wird es das auch garantiert. Allerdings hoffe ich, dass es Ihnen nicht zu bunt wird. Denn wir müssen uns in dieser Folge auch über Atome, Elektronen und in Materie gespeicherte Energie unterhalten …

Als erstes brauchen wir elektromagnetische Strahlung. Also Licht. Das ist nicht schwer. Denn wie ich schon in Folge 5 erzählte, bei der es um Grüne Sterne ging, strahlt grundsätzlich jeder physikalische Körper Licht ab, der eine Temperatur größer als Null hat. Gemeint ist hier der absolute Nullpunkt, also -273,15 Grad Celsius. Doch so lange dieser Körper nicht heißer als etwa 500-600° Celsius ist, sehen wir mit unseren Augen nichts vom abgestrahlten Licht, weil so ein Körper dann nur überwiegend unsichtbares Infrarotlicht abstrahlt. Deswegen nehmen wir einfach einen Stern, z.B. unsere Sonne. Die ist mit ihren 5500 Grad Oberflächentemperatur heiß genug, um für uns sichtbares Licht bereit zu stellen. Und sie ist ein sogenannter Thermischer Strahler. Das bedeutet, zumindest im Idealfall, dass das abgestrahlte Spektrum ausschließlich durch die Temperatur des Objektes bestimmt ist. Das Spektrum eines solchen Strahlers ist salopp gesagt glatt. Besser sagt man kontinuierlich. Unsere Sonne ist nahezu ein solcher Schwarzer Strahler, denn sie liefert ein kontinuierliches Spektrum. Bezogen auf den sichtbaren Anteil des Spektrums kann man sagen, es setzt sich aus allen Farben von Blau bis Rot zusammen. Sind alle Farben mit etwa derselben Intensität vorhanden, dann machen unsere Augen daraus weißes Licht. Anders ein Regentropfen, ein Prisma oder ein sogenanntes Beugungsgitter. Die zerlegen den sichtbaren Anteil des Lichtes in seine einzelne Farbbestandteile. Darum der bunte Regenbogen, in dem die Farben kontinuierlich von Violett, Blau, Grün, Gelb und Rot ineinander überlaufen. So ein Prisma oder Beugungsgitter ist auch das Herzstück eines Spektroskopes, zu dem ich ja in ersten Teil dieser Folge ausführlich erzählte.

Doch was genau geht da vor sich, dass es zu so einem bunten kontinuierlichen Stern-Spektrum kommt? Dazu muss man wissen, dass in jeglicher Form von Materie Energie gespeichert ist. Diese Energie kann als Licht frei werden; sie kann aber auch wieder in die Materie eingetragen und gespeichert werden. Wollen wir, dass sie als Licht frei wird, muss sie einfach nur umgewandelt werden. Und zwar in schwingende elektrische und magnetische Felder. Denn genau das ist Licht. Egal welches Licht. Also z.B. Röntgenstrahlung, UV-Licht und Radiostrahlung … Umgekehrt geht das auch: Wollen wir, dass Materie Licht verschluckt, müssen diese schwingenden Felder mit der Materie so wechselwirken, dass die Energie in die Materie eingetragen wird und dort bleibt. Funktionieren tut beides allerdings nur mit den geladenen Teilchen der Materie … Schnappen wir uns ein Atom. Das besteht aus einem winzigen positiv geladenen Kern und einer weit davon entfernten Elektronenhülle, in der sich mindestens ein Elektron aufhält. Elektronen sind negativ geladen. Und genau diese Hüllenelektronen betrachten wir jetzt, weil es eine von insgesamt drei Arten ist, wie in einem Atom Energie gespeichert werden kann. Zudem sind Elektronen generell ein bevorzugter Wechselwirkungs-Partner des Lichtes.

Bevor wir dem „WIE“ immer näher kommen, muss man noch etwas wissen. Reden wir von Atomen, dann reden wir von einer extremen Miniaturwelt. Und dort drin gelten andere Regeln. Nämlich die der Quantenphysik oder man sagt auch Quantenmechanik. Das bedeutet, dass ein solches Elektron nur eine ganz bestimmte Menge an Energie aufnehmen oder abgeben kann … Wie kann man sich das vorstellen? … Folgende Situation: Sie stehen vor einem großen Apfelbaum und möchten die reifen Äpfel ernten. Dazu klettern Sie eine Sprossleiter nach oben und versuchen nun jeden Apfel mit ihrer Hand zu erreichen. Da die Äpfel kreuz und quer und in unterschiedlichen Höhen hängen, ist das gar nicht so einfach. Einfach wäre es, Sie könnten fliegen. Denn dann könnten Sie immer genau in die Höhe fliegen, die Sie brauchen, um den Apfel ohne weitere Anstrengung pflücken zu können. Vermutlich haben Sie es nicht gemerkt. Aber ich habe Ihnen gerade den Unterschied zwischen der Quantenphysik und der der klassischen Physik untergejubelt … Die Sprossen der Leiter repräsentieren genau die gequantelten Energiestufen. Es gibt nur die Sprossen, die da sind. Sie können Ihre Höhe im Apfelbaum nur im Abstand der Sprossenabstände verändern und nirgendwo dazwischen. Und genau dieses Gesetz gilt für das Hüllenelektron auch, das um den Atomkern saust. Jedes Atom, sei es ein Wasserstoff-Atom, ein Gold-Atom oder ein Uran-Atom, hat im übertragenen Sinn eine klar definierte Anzahl an Sprossen, mit klar definierten Abständen, die aber immer größer werde, je weiter man vom Atomkern entfernt ist. Jede Sprosse entspricht einem bestimmten Energieniveau. Will ich das Elektron eines Wasserstoffatoms z.B. von der 2. auf die 3. Sprosse befördern, dann geht das nur, wenn von außen genau die Energiemenge zugeführt wird, die der Energiedifferenz zwischen der 3. und 2. Sprosse entspricht. Ist die Energie nur geringfügig kleiner oder größer, tut sich gar nix. Fällt das Elektron dieses Wasserstoffatoms dann von der 3. Sprosse wieder zurück auf die 2. Sprosse, wird genau diese Energie wieder frei, die davor eingebracht wurde, um es von der 2. auf die 3. Sprosse zu heben. Genau diese erlaubten Sprossen im Atom nennt man Energieniveaus. Das ist Quantenphysik. Einfach gell?

Wird von außen so viel Energie zugeführt, z.B. durch sehr hohe Temperaturen, dann kann es passieren, dass das Elektron soweit die Sprossen empor springt, dass es das Atom im letzten Schritt sogar komplett verlassen kann. Sobald ein Atom durch so einen Prozess alle Elektronen verloren hat, liegt ein sogenanntes Plasma vor. Man spricht dann auch von vollständiger Ionisierung aller Atome. Ein solches Plasma ist also ein Gemisch aus positiv geladenen Atomkernen und negativ geladenen Elektronen. Ab diesem Moment gibt es keine Energiesprossen mehr. Jedes Elektron trägt dann eine unterschiedliche Gesamtenergie. Und zwar als Basis diejenige, die für die vorangegangene Ionisierung notwendig war, plus einen beliebigen Wert darüber hinaus.

Und jetzt kommt‘s: Dockt so ein Elektron wieder an einen Atomkern an, wird abhängig von der Sprosse, auf der sich das Elektron quasi niederlässt, seine überschüssige Energie wieder abgegeben. Und zwar in Form von Licht. Ein solches Lichtteilchen, das man auch Photon nennt, kann dann jede beliebige Energie haben. Eine sehr heiße Lichtquelle sendet also Licht aller möglichen Energien. Leitet man ein solches Licht durch ein Prisma, erhält man ein wunderbares kontinuierliches Spektrum. Und genau so etwas liefert unsere Sonne. Untersucht man jetzt noch, in welchem Bereich des Spektrums das Strahlungsmaximum liegt, also die höchste durch das Licht eingetragene Intensität, dann findet man das bei unserer Sonne im grünen Spektralbereich. Darum ist, wie in Folge 5 ja ausführlich erklärt, unsere Sonne ein Grüner Stern, auch wenn ihn unsere Augen wegen der Überlagerung aller Farben letztlich nur weißlich sehen.

Wie aber kommen jetzt die dünnen schwarzen Linien im ansonsten bunten Sonnenspektrum zustande, die der Optiker Joseph von Fraunhofer im Spektrum der Sonne fand? Die Antwort gab ich schon im ersten Teil dieser Folge. Das Licht unserer Sonne wird an ihrer heißen Oberfläche abgestrahlt. Um zu uns zu gelangen, muss es durch die Oberfläche der Sonne erst noch komplett durch. Und immer wenn so etwas passiert, dass eine sehr heiße Quelle ihr Licht durch ein kühleres Gas schickt, kommt es zum Verschlucken von Licht. An bestimmten Stellen im bunten kontinuierlichen Spektrum sieht man Fehlstellen, die als schwarze Linien erscheinen. Die Lichtteilchen treffen in dem kühleren Gas auf lauter verschiedene Atome, die alle unterschiedliche, aber ganz charakteristische Energiesprossen haben. Wenn die Energie eines Lichtteilchens genau zu einer Sprossendifferenz eines bestimmten Atoms der Gaswolke passt, dann wird dieses Lichtteilchen im dem einen Atom aufgenommen bzw. seine Energie dazu aufgewandt, ein Elektron in diesem Atom auf eine höhere Sprosse zu bringen. D.h. auf ein höheres Energieniveau. Das mag das Elektron aber nicht und springt üblicherweise innerhalb von 0,00000001 Sekunden wieder auf seine ursprüngliche Sprosse. Und dann? Was passiert dann? Ganz genau! Ein Lichtteilchen genau dieser Differenzenergie wird ausgesandt. Wer nun genau aufgepasst hat, der könnte nun sagen: Moment, wenn wieder ein Lichtteilchen ausgesandt wird, dann müsste es doch die Lücke schließen und wir dürften keine dünne schwarzen Linien im Sonnenspektrum sehen. In der Theorie stimmt das. Doch erstens ist die Chance sehr gering, dass das Lichtteilchen genau in dieselbe Richtung abgestrahlt war, wie es zuvor zu uns unterwegs war. Saust es nur geringfügig in eine andere Richtung, bleibt die schwarze Lücke. Und zweitens muss das Elektron nicht zwingend auf die ursprüngliche Sprosse zurückspringen, sondern auch auf irgendeine darunterliegende. In dem Fall würde dann Licht einer ganz anderen Frequenz ausgesandt werden und damit die Lücke auch wieder nicht geschlossen.

Ich hoffe, Sie sind noch bei mir. Falls ja: das Ganze nennt man Absorptions-Spektrum. Man könnte auch Lichtschluck-Spektrum sagen. Ein kontinuierliches Spektrum, wie das Regebogenspektrum, aber mit schwarzen Lücken dazwischen. Gleicht man jetzt diese Linienmuster mit unserer irdischen Datenbank ab, die wir für alle chemischen Elemente und viele Moleküle und Ionen erstellt haben, kann daraus ziemlich gut die chemische Zusammensetzung der Oberfläche unserer Sonne ermittelt werden. Unglaublich, gell?!

Doch es gibt noch ein drittes mögliches Spektrum. Nämlich das sogenannte Emissions-Spektrum. Man könnte auch Abstrahl-Spektrum sagen. Denn genau darum geht es. Hier strahlt Materie ab. Und das macht Materie immer dann, wenn sie wärmer als der Absolute Nullpunkt ist, wie ich schon zu Beginn dieser Folge sagte. So ein Spektrum ist durchgängig schwarz, bis auf einige bunte dünne Linien. Hier strahlt also nur etwas bei einigen ganz eng definierten Wellenlängenbereichen im Spektrum. Das machen vorzugsweise warme bis heiße Gase mit einer geringen Dichte. In so einer Gaswolke stoßen permanent Atome und/oder Moleküle zusammen. Ist ein Stoß heftig genug, dass die Energie gerade irgendeiner Energiedifferenz irgendeines im Gas enthaltenen Atoms oder Moleküls entspricht, dann hebt es das entsprechende Elektron auf die entsprechend höhere Stufe. Und weil das, wie schon vorhin gesagt, kein Elektron mag, hüpft es binnen 0,00000001 Sekunden wieder auf seine ursprüngliche Sprosse. Sie wissen was kommt? … Richtig! Die Energiedifferenz, die dem Sprossenabstand entspricht, wird dann in Form eines Lichtteilchens abgestrahlt. Das hat dann die Wellenlänge und Frequenz, die dem Sprossenabstand entspricht. Weil das Lichtaussenden immer irgendwo im Gas passiert, erscheint dann dieses Muster heller farbiger Linien auf ansonsten schwarzem Grund. Welche Linien wir sehen können und wie intensiv die jeweils sind, hängt von der Zusammensetzung des Gases und seiner Temperatur ab.

Zusammengefasst bedeutet das: Die Himmelsobjekte senden mit ihrem Licht jeweils ganz charakteristische spektrale Fingerabdrücke. Mithilfe von Spektroskopen können wir diese sichtbar machen. Diese spektralen Fingerabdrücke schnappen wir uns dann und gleichen Sie mit unserer irdischen Datenbank ab, in der uns für alle chemischen Elemente die spektralen Linienmuster vorliegen. Aus diesem Vergleich können dann entsprechende Schlüsse über die Natur des jeweiligen Himmelsobjektes gezogen werden.

Die Grundform eines spektralen Fingerabdrucks ist das kontinuierliche Spektrum. So etwas erzeugt jede klassische Glühbirne oder eben auch ein Stern wie unsere Sonne. Kontinuierliche Spektren können grundsätzlich nur sogenannte Thermische Strahler erzeugen. Die Charakteristik eines solchen Spektrums hängt folglich so gut wie nur von der Temperatur der Strahlungsquelle ab. An irgendeiner Stelle im Spektrum gibt es immer ein Strahlungsmaximum. Je heißer ein Objekt ist, desto mehr ist dieses Strahlungsmaximum vom roten in den blauen Spektralbereich verschoben und desto heller ist das Objekt. Ermittelt man diejenige Wellenlänge des gesamten Spektrums, bei der die Intensität am höchsten ist, kann man über das Wien’sche Verschiebungsgesetzt sofort auf die Temperatur der Lichtquelle schließen.

Hat das kontinuierliche Spektrum an einigen Stellen Fehlstellen in Form dünner schwarzer Linien, dann handelt es sich um ein Absorptions-Spektrum. Das entsteht, wann immer das Licht auf dem Weg zu uns ein Gas durchquert, dessen Elemente bestimmte Wellenlängen des Lichtes verschluckt bzw. absorbiert. Das Gas kann sich dabei auch unmittelbar dort befinden, wo das Licht abgestrahlt wird. So ist es im Prinzip bei jedem Stern und somit auch unserer Sonne. Die Positionen der schwarzen Linien verraten uns die chemische Zusammensetzung des Gases.

Beobachtet man im Weltall hingegen nur eine Gaswolke, dann erhält man, zumindest wenn das Gas wärmer als der absolute Nullpunkt ist, ein Emissions-Spektrum. Vor schwarzem Hintergrund zeigen sich hier dünne farbige Linien, die umso heller sind, je heißer die Gaswolke ist. Und auch diese Linien verraten uns die chemische Zusammensetzung des Gases.

Kurzum: ich find es umwerfend cool, was wir mit einem Spektroskop und unserem Wissen aus solchen Stern-Spektren alles herauslesen können. Und das, obwohl wir kein Gramm des Materials in unseren Händen haben, sondern uns die Informationen einfach mit dem Licht zuschicken lassen …

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