Spektroskopie

Die von den Sternen ausgehende Strahlung kann auf der Erdoberfläche nur in einem schmalen Bereich beobachtet werden. Die nachfolgende Abbildung zeigt, dass der Bereich des sichtbaren Lichtes einen winzigen Anteil des gesamten elektromagnetischen Spektrums ausmacht. Mit unseren Augen erfassen wir etwa den Bereich von 400 nm bis 800 nm als farbiges Band. Rotes Licht hat eine Wellenlänge von ca.700 nm, gelbes Licht um  600 nm, blaues Licht etwa 500 nm.

Wenden wir uns nun dem Bereich des sichtbaren Lichtes zu.
Schickt man das von einem Stern ausgehende Licht durch ein Glasprisma, so wird es als Dispersionsspektrum sichtbar. Sterne können für unsere Betrachtungen als punktförmig angenommen werden, weshalb wir auf eine Spaltblende im Strahlengang verzichten. Will man jedoch das Sonnenspektrum beobachten, ist eine Spaltblende unbedingt erforderlich. Für schulische Sternspektroskopie kommen nur helle Sterne in Betracht. Die scheinbare Helligkeit ist entscheidend für die Auswahl der Beobachtungsobjekte. Die Einheit Größenklasse wurde bereits im antiken Griechenland eingeführt. Damals teilte man die sichtbaren Sterne in 6 Größenklassen ein, wobei Sterne 6. Größenklasse gerade noch mit bloßem Auge erkennbare sind. Heute ist die Größenklasse als fünfte Wurzel aus 100 definiert. Um mit den alten Einteilungen Konsistenz zu erreichen, wurde die scheinbare Helligkeit des Polarsterns mit 2,12 mag festgesetzt. Damit gibt es nun auch Sterne mit negativer scheinbarer Helligkeit (z.B. Sirius -1,46 mag). Physikalisch steckt hinter den Größenklassen eigentlich die Größe Strahlungsfluss.
Das aus der Photosphäre austretende Licht durchdringt die dünneren Atmosphärenschichten des Sterns. Die darin enthaltenen Elemente absorbieren charakteristische Wellenlängen. Die absorbierte Energie führt zu höheren Anregungszuständen in den Elektronenhüllen der Elemente. Gehen die angeregten Elektronen wieder in niedrigere Energieniveaus zurück, so wird Strahlung emittiert. Da Aussendung nicht nur in Beobachtungsrichtung erfolgt und nicht unbedingt in der absorbierten Wellenlänge (Zwischenniveaus sind möglich), sind derartige Prozesse die Ursache für schwarze Absorptionslinien innerhalb des Spektrums (es gibt bei einigen Objekten auch Emissionslinien). Kennt man die Wellenlängen, kann man daraus auf die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphähren schließen. Zu beachten sind natürlich auch Absorptionsprozesse in der Erdatmosphäre bzw. in Gaswolken die sich zwischen Beobachter und Stern befinden können. Die so gewonnenen Sternspektren weisen charakteristische Merkmale auf, die von der Temperatur und dem Entwicklungsstadium des jeweiligen Sterns abhängen. Man teilt die Sterne in Spektralklassen ein.
Die Hauptklassen sind: O B A F G K M
Die Abbildung zeigt einige schematisierte Beispiele.

Um Spektren aufzunehmen, kann ein einfacher "Spektrograph" ohne großen Aufwand gebaut werden. In die Sonnenblende des Fotoapparates wird ein Glasprisma mit etwas Knetmasse befestigt. Nach erfolgreichen Aufnahmen kann die Justierung mit einigen Tropfen Ep-Kleber fixiert werden. Das so erstellte Objektivprisma kann in Verbindung mit einem Teleobjektiv (z.B. 300mm Brennweite) ohne Nachführmechanismus zur Aufnahme von Sternspektren eingesetzt werden.
Die Abbildung zeigt das Prinzip des vom Verfasser erfolgreich eingesetzten "Objektivspektrographen" Zur Aufnahme der Spektren wird die Kamera so aufgestellt, dass durch die scheinbare Bewegung des Sternhimmels das abgebildete Spektrum verbreitert wird. Das Spektrum belichtet über ca. 10 Minuten einem Film. Geeignet ist empfindlicher SW-Film (mind.. 400 ASA).
Die Auswertung der Spektren kann in einfacher Weise erfolgen. Zunächst benötigt man ein "Eichspektrum", da die Dispersionskurve des verwendeten Prismas i.A.. nicht bekannt ist. Als "Eichstern"  eignen sich besonders A0-Sterne. Die Abbildung zeigt ein mit der beschriebenen Apparatur gewonnenes Spektrum der Wega. Das Spektrum wird mit einem Diaprojektor vergrößert abgebildet. Die Linienabstände können mit einem Lineal vermessen werden. Zur Orientierung dient die deutlich sichtbare "Grünlücke". Anschließend wird die Dispersionskurve des verwendeten Prismas auf Millimeterpapier dargestellt. Die Abbildung zeigt eine so gewonnene "Eichkurve" für ein vom Autor verwendetes Objektivprisma (hier vor dem Fernrohr angebracht).

 Werden in Spektren anderer Sterne Linien gefunden, so kann man bei gleichem Abbildungsverhältnis deren Wellenlänge und die zugehörigen Elemente bestimmen. Natürlich sind Computerprogramme geeignet, diese Arbeit zu automatisieren.
Verwendet man statt des Prismas ein Gitter, so vereinfacht sich die Auswertung, da Abstand und Wellenlänge im gesamten Bereich proportional zueinander sind. Professionell gewonnene Spektren werden heute mit Gittern aufgenommen.
Aus dem Internet kann man Daten von Spektren beziehen, die dann mit den Schülern ausgewertet werden können. Es kommt hinzu, dass dort auch Spektren für den nicht sichtbaren Bereich der elektromagnetischen Strahlung verfügbar sind.
Hier können Sie ein Windows95-Programm laden, das an unserem Gymnasium zur Auswertung der UV-Spektren des ASTRO-SPAS-Satelliten geschrieben wurde. Es eignet sich auch zur Auswertung im sichtbaren Bereich.

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