Sternspektren

Spektrometer sind Geräte, mit denen man Licht (oder andere elektromagnetische Wellen) in verschiedene Frequenzen (bzw. Wellenlängen) aufspalten kann. Verwendet werden z.B. Gitter oder Prismenspektrometer. Beim Prismenspektrometer nützt man die Eigenschaft, dass der Brechungswinkel von der Frequenz (Farbe) des Lichts abhängig ist aus. Weißes Licht spaltet in ein (sichtbares) Spektrum von rot bis blau auf.

Bei Spektren unterscheidet man kontinuierliche Spektren und Linienspektren. Heiße Körper zeigen ein kontinuierliches Spektrum, bei dem jede Wellenlänge mit bestimmter von Null verschiedener Intensität auftritt. Das Spektrum einer Glühlampe ist ein Beispiel dafür.

Bei Linienspektren treten nur ganz bestimmte Frequenzen auf. Dabei unterscheidet man Emissionsspektren und Absorptionsspektren. Zum Beispiel emittiert eine Natrium-Dampflampe im sichtbaren Bereich nur wenige im gelben liegende Linien. (Emissionsspektrum). Schickt man aber weißes Licht durch Natriumdampf und analysiert das durchgesandte Licht mit einem Spektrometer, so stellt man fest, dass im kontinuierlichen Spektrum des weißen Lichts nun genau die Linien fehlen, die im ersten Versuch als Emissionslinien auftraten: Absorptionslinien, Absorptionspektrum.

Emissionsspektrum

Absorptionsspektrum

Atome haben feste, voneinander getrennt Energiezustände. Der Zustand mit der kleinsten Energie heißt Grundzustand, die Zustände mit erhöhter Energie angeregte Zustände. Ein Atom kann also (z.B. bei Stößen mit anderen Atomen) nur eine solche Energieportionen aufnehmen, dass es von einem der erlaubten Energiezustände in einen anderen wechseln kann.

Soll eine andere Energiemenge zugeführt werden, so kann das Atom diese nicht aufnehmen. Stöße mit solchen Energien erfolgen daher elastisch, d.h. ohne dass das Atom dabei Energie aufnehmen kann. Wir andererseits eine passende Energiemenge angeboten, so kann das Atom die betreffende Energie aufnehmen.

Atome, die sich in angeregten Zuständen befinden, können Energie abgeben. Dabei kehren sie in den Grundzustand oder einen tiefer liegenden angeregten Zustand zurück. Die Energieabgabe erfolgt i.a. durch Aussenden von Licht. Je größer die ausgesandte Energie, um so größer die Frequenz des ausgesandten Lichts.

Dass bei den Linienspektren nur bestimmte Frequenzen auftreten ist, liegt also daran, dass das Atom nicht jede Energie, sondern nur ganz bestimmte Energien besitzen kann.

Die rot eingezeichnete Energiemenge kann nicht aufgenommen werden. Die grünen Energiemengen können sowohl aufgenommen wie abgegeben werden.

Von der Lichtquelle mit kontinuierlichem Spektrum werden alle Frequenzen bzw. Energien angeboten. Das betrachtete Atom kann jedoch nur die Energien aufnehmen, die durch die vorgegebenen Energieniveaus des Atoms bestimmt sind. Diese Energien werden dann vom Atom auch wieder abgegeben.

Eigentlich sollten deshalb alle Frequenzen wieder auftreten und die Absorptionslinien (d.h. das Verschwinden von bestimmten Frequenzen) ist zunächst unklar.

Allerdings muss noch beachtet werden, dass die Reemission der nicht unbedingt in die gleich Richtung erfolgen muss, in der eingestrahlt wird, sondern vielmehr statistisch verteilt ist. In die ursprüngliche Richtung wird daher nur ein sehr kleiner Bruchteil der reemittierten Strahlung ausgesandt. Für die zunächst absorbierten Frequenzen erhält man also deutlich verringerte Intensitäten: Absorptionslinien.

Absorptionen aus angeregten Zuständen können nur erfolgen, wenn bei der Absorption überhaupt (genügend) angeregte Atome vorhanden waren. Da die angeregten Niveaus nur bei höheren Energien besetzt sind, kann aus den Intensitäten dieser Absorptionslinien auf Temperatur geschlossen werden.

Fraunhofer-Linien: Sind Absorptionslinien im kontinuierlichen Spektrum der Temperaturstrahlung der Sonne /des Sterns. Durch die Zuordnung der einzelnen Frequenzen zu Atomsorten erhält man Informationen über Verteilung der chemischen Elemente in der oberen Sternschicht ("Chromosphäre"). Intensität und Breite der Linien, Linien von ionisierten Atomen,... ergeben Aussagen über die Temperatur.

Die Spektren verschiedener Sterne wurden in Klassen ähnlicher Spektren, zunächst alphabetisch mit A;B;C bezeichnet, eingeteilt. Offensichtlich wurden die Klassen mehrfach nach jeweils anderen Gesichtspunkten umsortiert, bis man schließlich zur heute üblichen Reihenfolge der Spektralklassen O B A F G K M gelangte. Eine feinere Einteilung hat noch jeweils Zwischenklassen wie G0 G1 G2,... G9. Die Sonne hat ein Spektrum vom Typ G2.