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Joseph von Fraunhofer
(1787-1826)



Robert Bunsen
(1811-1899)



Angelo Secchi
(1818-1878)



Gustav Robert Kirchhoff
(1824-1887)



Ludwig Boltzmann
(1844-1906)



Max Planck
(1858-1947)



Phillip C. Keenan
(1908-2000)



 Eine kurze Geschichte der Spektroskopie

(6/2003)

”Bietet einerseits die Spektralanalyse (...) ein Mittel von bewunderungswürdiger Einfachheit dar, die kleinsten Spuren gewisser Elemente in irdischen Körpern zu entdecken, so eröffnet sie andererseits der chemischen Forschung ein bisher völlig verschlossenes Gebiet, das weit über die Grenzen der Erde, ja selbst unseres Sonnensystems, hinausreicht. Da es (...) ausreicht, das glühende Gas um dessen Analyse es sich handelt, zu sehen, so liegt der Gedanke nahe, daß dieselbe [Analyse] auch anwendbar sei auf die Atmosphäre der Sonne und die helleren Fixsterne.” [1]. 
Dies schrieben R. Bunsen und G. Kirchhoff im Schlußwort ihrer 1860 erschienenen ersten gemeinsamen Abhandlung über die ”Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen”.

Abbildung 1 : Zeichnung des Sonnenspektrums von Fraunhofer
 

Absorptionslinien

Bereits ein Jahr zuvor konnte G. Kirchhoff anhand der gelben Natrium D Linie zeigen, daß die von J. von Fraunhofer im Spektrum des Sonnenlichts gefundenen dunklen Absorptionslinien (Abbildung 1) durch Dämpfe verschiedener Elemente hervorgerufen werden. Man erkannte, daß ein heißer undurchsichtiger Körper (Kern der Sonne) ein kontinuierliches Spektrum aussendet. Ist dieser heiße Körper von einem kühleren, durchsichtigem Gas (Sonnenatmosphäre) umgeben, so werden verschiedene, diskrete Farbanteile (Linien) von dem kühleren Gas absorbiert. Die absorbierten Linien sind charakteristisch für chemische Elemente aus denen sich das Gas zusammen setzt. Gleich nach den Veröffentlichungen von R. Bunsen und G. Kirchhoff beschäftigten sich viele Astronomen mit der Spektroskopie des Sonnen- und Sternenlichts. Bereits 1868 konnte der schwedische Physiker A. J. Angström 800 Absorptionslinien des Sonnenlichts verschiedenen chemischen Elementen zuweisen. Ihm gelang als Erstem die genaue Bestimmung der Wellenlänge verschiedener Spektrallinien [2]. In der Spektroskopie wird daher heute noch die Wellenlänge in Angström angegeben. 1 Angström (A) entspricht 10 Nanometern (nm). 

Abbildung 2 : a) Der Spektralapparat von Bunsen und Kirchhoff und b) in der verbesserten Ausführung von C. A. Steinheil [1]

Man hatte also eine Methode gefunden, mit der man die chemische Zusammensetzung der Sonne und der Sterne bestimmen konnte. Doch wie erfolgreich diese neue Methode sein würde und welche Konsequenzen sich daraus auf unser Bild des Universums ergeben würden, konnten sie nicht ahnen. Als Beispiel sei hier nur die Rotverschiebung der Galaxien erwähnt, die E. Hubble bei der Spektralanalyse ferner Galaxien 1927 entdeckte und dadurch auf ein expandierendes Universum schloß. Bis heute ist die Analyse der Absorptionslinien eine der wichtigsten Informationsquellen in der Astronomie.

Emissionsspektren, Spektralklassen, Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)

Kommen wir nun noch einmal auf das eigentliche Emissionsspektrum der Sterne zurück, das in Form eines kontinuierlichen Spektrums vorliegt. Je heißer ein Körper ist, um so weiter verschiebt sich das emittierte Strahlungsmaximum zu kürzeren Wellenlängen. Zudem nimmt die Helligkeit eines glühenden Körpers mit der Temperatur exponentiell zu. Es besteht also zwischen der Temperatur, der Helligkeit und der Farbe eines glühenden Körpers ein Zusammenhang, der durch die sogenannten Strahlungsgesetze beschrieben wird. Diese wurden zunächst durch J. Stefan (1879), L. Boltzmann (1884) und W. Wien (1896) teilweise und durch M. Planck (1900) vollständig entwickelt. Die Einführung des Energiequants durch Planck war gleichzeitig die Geburtsstunde einer neuen Physik : der Quantenphysik. Doch das ist eine andere Geschichte.
Betrachten wir als nächstes die Klassifizierung der Spektren. A. Secchi teilte 1866-1868 als erster die Sternspektren in drei verschiedene Klassen ein. Er unterschied weiße, gelbe und rote Sterne voneinander. 1890 verfeinerten vier Mitarbeiter des Harvard Observatoriums  Secchi´s Einteilung, in dem sie weitere Klassen einführten und von A bis Q bezeichneten. 1901 wurden durch A. J. Canon dezimale Untergruppen hinzugefügt und die Reihenfolge den astrophysikalischen Gegebenheiten angepaßt. Die heute verwendete Klassifikation basiert immer noch auf der von A. J. Canon modifizierten Harvard Klassifikation und lautet :

O0-B-A-F-G-K-M8.

Hierbei nimmt die Temperatur der Sternoberfläche von der Klasse O nach M ab. Bereits mit bloßem Auge lassen sich die Farben einiger heller Sterne gut erkennen. Nimmt man ein Fernglas oder ein Teleskop zu Hilfe, so springen einem die Farben förmlich ins Auge. Fotografisch lassen sich die Farben eindrucksvoll auf Strichspurenaufnahmen (Abbildung 3) oder mit nachgeführter Kamera unter Verwendung eines Weichzeichners festhalten. 


Abbildung 3 : Sowohl bei nachgeführten Aufnahmen als auch bei Strichspurenaufnahmen werden die Farben der helleren Sterne des Orions deutlich sichtbar. Neben dem rot-orange leuchtenden Beteigeuze ist auch der Orionnebel gut zu sehen. Aufnahmedaten : a) Die nachgeführte Aufnahme wurde am 27.01.00 mit einem 50 mm Minolta Objektiv bei Blende 4  5 Minuten auf Kodak Royal Gold 400 ohne Filter belichtet, b) Die Strichspurenaufnahme entstand am 11.02.00. Es wurde 20 Minuten bei Blende 8 auf Kodak Royal Gold 400 belichtet. 

In die Harvard Klassifikation lassen sich rund 99% aller Sterne einordnen. Neben der Temperatur hängt die absolute Helligkeit auch von dem Durchmesser des Sterns ab. Mit dem Durchmesser nimmt die Oberfläche zu. Eine größere Oberfläche strahlt bei gleicher Temperatur mehr Energie ab. Sterne mit unterschiedlichem Durchmesser aber gleicher Temperatur erscheinen uns bei gleicher Entfernung unterschiedlich hell. Die Einteilung der Sterne anhand ihrer Spektren reicht alleine nicht aus. Deswegen führten die Astronomen W. W. Morgan, P. C. Keenan und E. Kellman 1943 die sogenannten Leuchtkraftklassen ein, die als MKK System bezeichnet werden und eine Aussage über den Durchmesser der Sterne treffen :

Ia Helle Überriesen
Ib Überriesen
II Helle Riesen
III Normale Riesen
IV Unterriesen
V Hauptreihe
VI Unterzwerge
VII Weiße Zwerge

Kennt man die Entfernung der Sterne, so kann man die absolute Leuchtkraft über der Spektralklasse auftragen. Diese Diagramme werden als Hertzsprung-Russell-Diagramme (HRD) bezeichnet und wurden erstmals 1913 erstellt. Im HRD können die Sterne bezüglich ihrer physikalischen Eigenschaften (Helligkeit, Farbe, Durchmesser) direkt miteinander verglichen werden. Generell kann man sagen, daß nur bestimmte Kombinationen dieser Zustandsgrößen  vorkommen. Die meisten Sterne befinden sich entlang einer Diagonalen, die als Hauptreihe bezeichnet wird. Von der Hauptreihe biegen verschiedene Nebenreihen nach oben ab, auf denen sich die Riesen und Überriesen befinden. Unterhalb der Hauptreihe liegt ein Ast auf dem sich die Zwergsterne befinden, die unter anderem in planetarischen Nebeln als Zentralsterne anzutreffen sind [3]. Ein sehr ausführlicher Artikel zu dem Hertzsprung-Russell-Diagramm erschien in der SuW 3/2003 [4]. An dieser Stelle möchte ich den historischen Rückblick über die Entwicklung der spektroskopischen Grundlagen beenden.

[1] Robert Bunsen, Gustav Kirschhoff, Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen, Abhandlung über Emission und Absorption, Ostwalds Klassiker der exakten Wissenschaften Band 72, Verlag Harri Deutsch, ISBN 3-8171-3072-4
[2] Felix R. Paturi, Harenberg Schlüsseldaten Astronomie, Harenberg Lexikon Verlag 1996, ISBN 3-611-00537-1
[3] Ralf Napiwotzki, Planetarische Nebel und Weiße Zwerge, SuW 2/99 Seite 138-145
[4] Hans-Ulrich Keller, Das Hertzsprung-Russell-Diagramm, Was uns die Farben, Helligkeiten und Spektren der Sterne erzählen, SuW 3/2003 Seite 42-47

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