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Astronomie: Spektralanalyse Die verborgene Botschaft des Lichts

Das Licht eines Sterns verrät viel über sein Alter, seine chemische Zusammensetzung, die Temperatur- und Druckverhältnisse oder Rotationsgeschwindigkeit. Falls es eines Tages sogar gelingen sollte, das Licht von fernen Planeten spektroskopisch zu untersuchen, könnte man den wissenschaftlichen Nachweis führen, ob der Planet belebt ist oder nicht. Denn auch das Leben hinterlässt seine Spuren in der Atmosphäre. Diese können wiederum per Spektralanalyse bestimmt werden. Sternspektren - so individuell wie ein Fingerabdruck   Der Fingerabdruck unserer Sonne. Gezeichnet von Joseph Fraunhofer. Er entdeckte 1814 über 500 Linien im Spektrum der Sonne. Damit lässt sich beweisen, dass überall im Kosmos die gleichen Elemente - etwa Wasserstoff oder Eisen - zu finden sind. Wichtige Fraunhofer-Spektrallinien Linie Wellenlänge (nm) Element C (H alpha) 656,28 Wasserstoff (H) D1 589,59 Natrium (Na) D2 589,00 Natrium (Na) E1 527,03 Calcium (Ca), Eisen (Fe) E2 526,95 Eisen (Fe) b1 518,36 Magnesium (Mg) b2 517,27 Magnesium (Mg) F (H beta) 486,13 Wasserstoff (H) G 430,78 Calcium (Ca), Eisen (Fe) g 422,67 Calcium (Ca) H 396,85 Calcium (Ca) K 393,37 Calcium (Ca) Kontinuierliches Spektrum Ein kontinuierliches Spektrum entsteht, wenn feste Körper glühen. Auch Flüssigkeiten oder Gase unter hohem Druck liefern ein solches Spektrum. Die poetische Variante des kontinuierlichen Spektrums ist der Regenbogen. Emissionsspektrum Ein Emissionsspektrum strahlen leuchtende Gase bei niedrigem Druck oder niedriger Dichte aus. Die farbigen Linien sind Hinweise auf die darin enthaltenen chemischen Elemente. Absorptionsspektrum Ein Absorptionsspektrum bildet sich, wenn das Licht von leuchtenden Gasen durch ein zweites, kühleres Gas gefiltert wird. Die schwarzen Linien liefern ebenfalls Informationen auf die darin enthaltenen chemischen Elemente. Das System der Spektralklassen A. Harvard-Klassifikation Jeder Stern ist einer Spektralklasse zugeordnet. Spektralklassen sind Gruppen von Spektren, die gemeinsame Absorptions- und Emissionslinien besitzen. Die Sonne gehört beispielsweise zur Spektralklasse G2. Beteigeuze, der Hauptstern im Sternbild Orion, ist ein roter Riesenstern mit dem Spektraltyp M2. Seine Oberflächentemperatur beträgt 3200 K. Ob ein Stern wie die Sonne in die Spektralklasse G2 fällt, entscheidet die sogenannte "Harvard-Klassifikation". Sie staffelt die Sternspektren nach fallender Oberflächentemperatur und unterscheidet sie durch Großbuchstaben. Am Anfang der Skala geben blauweiße und weiße Sterne den Ton an - am Ende versammeln sich die roten Sterne mit niedriger Oberflächentemperatur. Das einfache Harvard-Klassifikationsschema lautet: O - B - A - F - G - K - M. Weil sich diese Buchstabenreihe nicht merken lässt, prägen sich amerikanische Astronomen einen einfachen Merkspruch ein: O Be A Fine Girl Kiss Me. Um noch feiner differenzieren zu können, wählt man eine Dezimalteilung von 0 bis 9. So richtig kompliziert wird es, wenn Astronomen auch noch Besonderheiten wie starke Metalllinien oder sehr diffuse Linien im Klassifikationsschema unterbringen wollen. Dann werden Kleinbuchstaben am Anfang oder Ende der Spektralklassenbezeichnung als Kommentar hinzugefügt. Mit g (giant) benennt man beispielsweise Riesensterne wie etwa Capella = gG0. Capella ist der Hauptstern im Sternbild Fuhrmann und der fünfthellste Fixstern. Capella trägt auch den Namen "Ziegenböcklein" (arab. Alhajot = Ziege). Im Harvard-Klassifikationsschema sind noch nicht alle Spektren enthalten. Es gibt nämlich einige sehr seltene Sterne und planetarische Nebel, die in eigene Gruppen unterteilt sind (rund 1 Prozent). Sie werden wie folgt einsortiert: C R N S Q (Novae), P (P Cygni-Sterne, Planetarische Nebel) und W (Wolf-Rayet-Sterne)   B. MKK-System Weil das Harvard-Klassifikationsschema aus wissenschaftlicher Sicht einige Schwächen aufweist, haben die Astronomen Morgan, Keenan und Kellmann 1943 das MKK-System der Leuchtkraftklassen entwickelt. Die Daten wurden im gleichen Jahr erstmals in "An Atlas of Stellar Spectra" veröffentlicht. Die revidierte Fassung erschien 1952. Das MKK-System differenziert sehr viel präziser zwischen Superriesen, Überriesen, Hellen Riesen, Normalen Riesen, Unterriesen, Zwergen und Unterzwergen. Das MKK-System systematisiert allerdings nur Sterne mit normaler chemischer Zusammensetzung. Es setzt auch einen genormten Spektrographen voraus, damit die Ergebnisse vergleichbar bleiben. Die Harvard-Klassifikation im Detail O Linien des ionisierten Heliums, Linien des neutralen Heliums, oft schwache Sauerstofflinien. Be Linien des neutralen Heliums, Linien des Wasserstoffs, in Richtung B9 verstärken sich die Wasserstofflinien, die Linien des neutralen Heliums werden schwächer. A Bei A0 dominieren die Wasserstofflinien, gegen A9 schwächen sie sich ab, Metalllinien erscheinen, H- und K-Linien des einfach ionisierten Calciums tauchen auf. Fine Die Wasserstofflinien werden immer schwächer, Linien des ionisierten Calciums verstärken sich, Linien anderer Elemente lassen sich beobachten, Linien von Eisen, Titan und Calcium vereinen sich zum G-Band. Girl Die Wasserstofflinien ziehen sich weiter zurück, ionisiertes Calcium sehr stark, zahlreiche Metalllinien - vor allem Eisen - treten hervor, gegen G9 verdrängen die Eisenlinien die Wasserstofflinien. Kiss Sehr starke Metalllinien, am stärksten ist das G-Band, die Wasserstofflinien sind kaum noch wahrnehmbar, Banden von Titanoxid erscheinen. Me Rote Sterne mit tiefen Absorptionsbanden des Titanoxids und vielen Metalllinien, das G-Band ist in einzelne Linien aufgelöst. R Die Cyan- und Kohlenstoffmonoxid-Banden dominieren das Spektrum. N Die Cyan- und Kohlenstoffmonoxid-Banden dominieren das Spektrum. S Absorptionsbanden des Titanoxids, Metalllinien, G-Band, Cyan- und Kohlenstoffmonoxid-Banden. W Breite Emissionsbanden von Wasserstoff, Linien von neutralem und ionisiertem Helium. © Jörg Reichertz, 22. März 2005, alle Rechte vorbehalten

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