SPEKTROGRAPHIE

Entstehung der Spektrallinien

Absorptionsspektren der Sterne

Der innerste Teil der Sternatmosphäre, die Photosphäre, strahlt als schwarzer Körper. Dieses Licht ergäbe ein kontinuierliches Spektrum. Die charakteristischen Absorptionslinien entstehen erst im obersten Teil der Photosphäre sowie in der Chromosphäre des Sterns, wo Gasdichte, Druck und Temperatur mit der Höhe abnehmen. Die Elektronen der Atome absorbieren bestimmte Wellenlängen des vom Innern des Sterns heraufkommenden Lichts. Dabei gelangen sie von einem tiefen Energieniveau auf ein energetisch höheres. Energieniveaus der Atome sind quantisiert. Es wird somit immer exakt gleich viel Energie benötigt, damit ein Elektron einen bestimmten Niveauübergang machen kann. Dabei entsteht an einer charakteristischen Stelle des Spektrums eine Absorptionslinie, weil nur Lichtquanten einer ganz bestimmten Wellenlänge absorbiert werden.

Wenn Elektronen vom energieärmsten, am nächsten beim Atomkern liegenden, Niveau 1 eines Atoms auf ein höheres befördert werden, wird verhältnismässig viel Energie aufgenommen. Die entsprechenden Absorptionslinien liegen dann im Ultraviolettbereich des Spektrums. Es entstehen mehrere Linien, weil Elektronensprünge von Niveau 1 auf Niveau 2, 3 oder höher möglich sind. Bei Wasserstoff entsteht dabei die so genannte Lyman-Serie mit Spektrallinien im Bereich um 1'000Å. Übergänge von Niveau 2 aus brauchen bereits viel weniger Energie. So entsteht beim Wasserstoff die Balmerserie von Spektrallinien im sichtbaren Licht. Diese sind besonders deutlich bei Sternen der Spektralklasse A ausgeprägt. Übergänge der Elektronen ab Niveau 3 brauchen so wenig Energie, dass mehrheitlich Absorptionslinien im Infrarotbereich entstehen. Absorbiert ein Elektron zu viel Energie, entweicht es ganz aus dem Atom. Dieses ist dann ionisiert.

Elektronen, die durch das Absorbieren eines Lichtquants auf ein hohes Niveau gelangt sind, fallen kurze Zeit später wieder in ihren Grundzustand zurück. Dabei emittieren sie wieder den Niveauübergängen entsprechende Lichtquanten, jedoch in eine beliebige Richtung (also zum Beispiel auch zurück in Richtung Stern). Zu uns gelangen nur jene Lichtquanten, die gerade in unsere Richtung emittiert wurden. Deshalb sehen wir eine dunkle Absorptionslinie.

Da bei jedem Element andere Niveauübergänge stattfinden, sehen wir in den Spektren unzählige Linien. Mit ihrer Hilfe lassen sich Rückschlüsse auf die stoffliche Zusammensetzung der Chromosphären von Sternen ziehen.

Spektren von Emissionsnebeln

Das Gas von Emissionsnebeln wird vom Licht eines sehr heissen Sterns der Spektralklasse O oder B ionisiert. Werden freie Elektronen wieder in die Hülle eines Atoms aufgenommen, wird durch Niveauübergänge zu tieferen Energiezuständen Licht bestimmter Wellenlängen emittiert. Dies geschieht in eine beliebige Richtung, unter anderem auch zu uns, so dass wir den Nebel als selbst leuchtend wahrnehmen.

Heisse Sterne der seltenen Spektralklasse Be sind von leuchtenden Gashüllen umgeben. Ihre Spektren haben deshalb Absorptions- und Emissionslinien.